Planétologie/La géologie de La Lune
Planétologie/Les météorites
Les astéroïdes se sont formés lors de la formation du système solaire et sont des vestiges du disque protoplanétaire, au même titre que les comètes et autres petits corps du même genre. Ils peuvent nous donner des indices sur ce qu'il s'est passé dans le disque. Mais pour exploiter ces indices, encore faut-il avoir des astéroïdes sous la main. De fait, l'étude des astéroïdes par les méthodes astronomiques est souvent indirecte, les astronomes devant se limiter à analyser la lumière réfléchie par les astéroïdes. Mais les astronomes et géologues ont accès à des astéroïdes tombés sur Terre, les météorites.
Les météorites sont en majorité des météorites minuscules, de masse inférieure au gramme, aussi appelées micrométéorites. Celles-ci sont de loin les plus nombreuses dans le milieu intersidéral, mais beaucoup survivent pas à la traversée de l'atmosphère. La plupart se vaporisent totalement avant d'atteindre le sol, ne formant pas de météorite. Il arrive cependant, dans certains cas particuliers, que la micrométéorite atteigne le sol. Dans la plupart des cas, il ne subsiste alors qu'une minuscule sphérule cosmique intégralement fondu. Mais il existe quelques rares cas de micrométéorites qui n'ont fondu que partiellement, voire très peu.
Les micrométéorites les plus fréquentes, mais leur étude est assez compliquée : la fusion de leur croûte efface leur structure interne et altère les minéraux de la météorite. Seuls les corps plus importants, qui survivent à la traversée de l'atmosphère, peuvent être étudiés sans biais. Il faut dire qu'ils donnent des météorites avec une croûte de fusion très mince par rapport à leur taille, l'intérieur n'étant pas altéré par la fusion de la surface. Leur étude est alors facilitée et on peut étudier leur composition minéralogique et isotopique originelle. Mais ceux-ci sont beaucoup plus rares.
Les classifications des météorites.
L'analyse des météorites se concentre surtout sur leur composition chimique et isotopique, les astronomes étudiant surtout les minéraux qu'elles contiennent. Il apparaît que la composition chimique des météorites est assez hétérogène, avec de nombreuses classes de météorites distinctes.
La classification minéralogique et chimique.
Les analyses minéralogiques et chimiques permettent de classer les météorites en plusieurs catégories, qui portent les doux noms de météorites pierreuses, météorites métalliques et météorites intermédiaires. On parle aussi de météorites silicatées, de sidérites et de lithosidérites. Les noms de ces catégories sont assez transparents : les premières sont purement rocheuses et entièrement composées de silicates alors que les secondes sont composées intégralement de Fer et de métaux. Les météorites intermédiaires ont une composition chimique intermédiaire entre les météorites pierreuses et métalliques. Les météorites pierreuses sont elles-mêmes subdivisées en deux classes : les chondrites et les achondrites. La différence tient dans la présence de petites sphères de silicates nommées chondres dans les chondrites, alors que les achondrites n'ont pas de tels chondres en leur sein.
Les quatre catégories précédentes (chondrites, achondrites, météorites ferreuses et intermédiaires) sont elles-mêmes subdivisées en plusieurs sous-classes distinctes par la présence ou l'absence de certains minéraux. La raison est que ces minéraux se forment dans des conditions de température et de pression bien précises. La présence de ces minéraux traduit les conditions de formation du matériel météoritique et son évolution. On peut ainsi savoir si la météorite s'est formée dans un environnement chaud ou froid, de pression élevée, etc. On peut aussi savoir comment sa matière a évolué, si elle a subi du métamorphisme ou des processus hydrothermaux ou tout autre évolution.
La classification génétique.
La classification précédente peut se reformuler en tenant compte de l'origine supposée des météorites, à savoir du type de corps dont elles proviennent. Les analyses montrent que certains astéroïdes ont eu le temps de se différencier, acquérant une structure interne avec un manteau et un noyau. Mais une majorité d’astéroïdes n'a cependant pas pu se différencier et a conservée la composition chimique du disque protoplanétaire. On classe ainsi les météorites en deux types : les météorites différenciées et les météorites non-différenciées.
Les météorites non-différenciées sont toutes des chondrites et leur classification est beaucoup plus complexe. On suppose que les différentes classes de chondrites indiquent le lieu de formation de la météorite dans le disque protoplanétaire. Celles formées près du Soleil seraient ainsi riches en éléments réfractaires, alors que celles formées loin du Soleil seraient riches en eau et en matière carbonée. Mais le grand nombre de catégories et sous-catégories de chondrites rend cette interprétation plus compliquée que prévu.
Les météorites différenciées sont elles-mêmes classées selon qu'elles proviennent du manteau ou du noyau de l’astéroïde, avec quelques catégories pour les météorites provenant des limites entre manteau et noyau. Celles-ci correspondent respectivement aux météorites pierreuses achondrites, sidérites, et lithosidérites. La plupart des achondrites proviennent de Mars, de la Lune et ou de l'astéroïde Vesta. Quelques autres sont cependant d'une origine inconnue, dans le sens où on ne sait pas quel leur astéroïde ou planète d'origine. De même, les sidérites et lithosidérites n'ont pas de corps parent certains.
Les météorites non-différenciées.
Les météorites non-différenciées, aussi appelées chondrites, sont les plus fréquentes : plus de 80% des météorites qui tombent sur Terre en sont. On suppose qu'elles se sont formées avec ce qui restait du disque protoplanétaire une fois les premiers planétésimaux formés. En conséquence, elles sont composées de silicates, avec parfois un peu de calcium ou de magnésium, de Fer et de Nickel.
Les grains chondritiques et leur matrice.
Les chondrites contiennent de nombreux grains chondritiques approximativement sphériques, noyés dans une matrice chondritique solide, formée par des minéraux et du matériel amorphe (non-cristallisé). Les grains chondritiques sont assez différents les uns des autres, que ce soit en terme de chimie ou de minéralogie. On suppose que ces différences proviennent de leur origine : certains se sont formés juste après la formation du Soleil, d'autres quand le disque protoplanétaire a refroidi. Dans tous les cas, les différences entre grains permettent de les classer en trois grands types : les grains présolaires, les inclusions alumino-calciques et les chondres. Les chondres sont parfois appelés chondrules et ce sont ces grains qui ont donné leur nom aux chondrites.
Les chondres.
Les chondres sont des petites billes de silicates, qui contiennent des minéraux noyés dans un verre amorphe. Les minéraux des chondres sont majoritairement de l'olivine ou du pyroxène, avec parfois la présence de feldspaths et plus rarement de minéraux métalliques ou sulfurés comme l'anorthite. Elles ont une forme approximativement sphérique, parfois en forme de larme ou de goutte, comme si elles avaient été liquides. De plus, elles ont une texture magmatique assez prononcée. De ce fait, on peut déduire que ce sont à de petites larmes de magma, qui ont refroidi au point de se solidifier.
Leur refroidissement a visiblement été assez rapide, ce que traduit la présence de verre amorphe dans les chondres. Le magma n'a pas eu le temps nécessaire pour totalement cristalliser, la portion non-cristallisée ayant donné le verre, alors que la portion cristallisée a donné des minéraux silicatés. La proportion de verre varie grandement selon la chondrite, certaines ayant des chondres totalement vitreux, alors que d'autres ont une texture porphyrique, fortement dominée par des cristaux de petite taille orientés aléatoirement dans le verre. Dans le détail, les chondres sont classés selon la forme des minéraux et la proportion de verre, donnant deux grandes catégories : les chondres porphyriques et les chondres non-porphyriques, eux-mêmes subdivisés en plusieurs sous-types.
Les autres grains chondritiques.
Les chondrites contiennent aussi des inclusions réfractaires, des grains riches en minéraux qui fondent à forte température (autrement dit, des minéraux réfractaires). Elles ont le plus souvent une couleur blanche, mais ce n'est pas systématique. Les inclusions réfractaires les plus communes sont des inclusions riches en olivine, qui portent le nom barbare d'agrégats amiboïdes à olivine. Ce nom à coucher dehors traduit leur richesse en olivine, mais aussi leur forme d'amibe (ou du moins, des minéraux d'une forme similaire) et le fait qu'elles sont formées de plusieurs minéraux regroupés ensemble, agrégés. En comparaison, les inclusions réfractaires plus anciennes sont de loin les inclusions aluminocalciques, des grains riches en Calcium et Aluminium, résultat des premières condensations des éléments réfractaires. Elles contiennent de nombreux minéraux riches en Al et Ca : diopside, spinelle, mélilite, de l'anorthite, du clinopyroxène, etc.
Très rarement, les chondrites contiennent des grains de métal purs. Ceux-ci sont composés de minéraux riches en Fer et en Nickel, qui portent les noms de Kamacite et de Taènite. Retenez bien ces deux termes, car nous les réutiliserons pour parler des météorites ferreuses. En effet, les métoérites ferreuses sont exclusivement composées de Kamacite et de Taénite, dans des proportions variables. Pas étonnant que les chondrites en contiennent un petit peu, sachant que les météorites différenciées sont nées de la différentiation de matériel chondritique.
La matrice est parfois polluée par des grains qui ne sont pas formés dans le disque, mais en dehors du système solaire. Ces grains présolaires proviennent d'étoiles alentours et ont été incorporé dans les chondrites lors de leur passage dans le système solaire. On les reconnaît par leur composition chimique et isotopique, fortement différente du reste de la matrice.
L'âge des chondrites.
La datation par mesures isotopiques montre que les chondrites ont un âge de 4,5 milliards d'années, le même âge que le système solaire. Chrondrule, inclusions et grains de métal se sont vraisemblablement formés dans le disque d’accrétion, avant la formation des planètes. Les inclusions aluminocalciques se seraient formées en premier. Les datations leur donnent un âge de 4,567 milliards d'années, âge qui est considéré comme l'âge du système solaire. Les chondres se sont formés approximativement 2 millions d'années plus tard. L'âge des chondrites indique qu'elles se sont formées en même temps que le disque protoplanétaire, dans le disque et non dans un astre différencié.
La classification chimique des chondrites.
Les chondrites sont classées en plusieurs grands types, en fonction de leur composition chimique et minéralogique :
Cette classification aurait une interprétation physique : chaque catégorie de chondrite se serait formée à une certaine distance du Soleil (ou du moins, dans un intervalle précis de distance). Par exemple, les chondrites à enstatite se seraient formées dans la partie interne du disque, là où les planètes telluriques se sont mises en place. Leur composition chimique doit donc être proche de celle des planètes telluriques. Les chondrites carbonées se seraient formées à la lisière du système solaire, loin du soleil, ce que trahit leur composition chimique, similaire à celle des corps transneptuniens. Les autres chondrites se seraient formées au milieu du système solaire, pas trop loin de Jupiter et de la ceinture d’astéroïde. Les différences de composition chimique entre chondrites proviendraient de la répartition entre matériaux réfractaires et volatils dans le disque protoplanétaire. Les éléments légers, soufflés vers l'extérieur du disque, se retrouvent naturellement dans les chondrites formées loin du Soleil, à savoir les chondrites carbonées. Par contre, les éléments réfractaires se retrouvent dans les chondrites formées près du Soleil, à savoir les chondrites à enstatite.
Mais il faut cependant se garder d'interprétations trop simplistes, ne faisant intervenir que la répartition des éléments chimiques dans le disque. Les divers modèles de formation des chondrites établit par les chercheurs donnent aussi une place à des phénomènes physiques divers : turbulence du disque protoplanétaire, intervention du champ magnétique sur les métaux, vitesse orbitale des astéroïdes, etc. Si les résultats ne sont pas forcément aussi clairs que prévu à l'heure où j'écris ces lignes, il est cependant certain que chaque type de chondrite s'est formé dans des conditions bien précises, lui donnant ses particularités.
Cette interprétation explique cependant bien la teneur en métaux des différentes météorites. Cette dernière forme un continuum, qui part des chondrites à enstatite pour finir aux chondrites carbonées. Les chondrites à enstatites sont de loin les plus riches en métal, alors que les chondrites carbonées sont très pauvres en métaux. Les chondrites ordinaires sont une sorte d'intermédiaire entre les deux précédentes. À ce propos, on verra d'ailleurs que les chondrites ordinaires sont elles-mêmes subdivisées en sous-classes selon leur teneur en Fer, de même que les chondrites à enstatites. On distingue ainsi, dans l'ordre de teneur décroissante, les chondrites à enstatite de type H et L, suivie par les chondrites ordinaires H, L et LL. Vu que le Fer est un élément réfractaire, ces différences de métallicité traduisent certainement la température de formation des chondrites, et donc leur lieu de naissance. Les météorites plus chargées en métal se seraient formées plus près du Soleil que les autres.
Il faut aussi noter que la température de formation n'a pas seulement influencé la teneur en métal, mais aussi son degré d'oxydation. Le Fer peut prendre deux formes différentes : une forme métallique et une forme oxydée (divers oxydes de Fer). La forme métallique se forme surtout dans un milieu réducteur, les formes oxydées se formant dans un milieu oxydant. Il faut savoir que l'oxydation du Fer augmente quand la température diminue. On devine que le degré d'oxydation des chondrites doit ainsi augmenter avec leur distance au Soleil lors de leur formation. Pour simplifier, on peut dire que le disque protoplanétaire interne (proche du Soleil) était un milieu réducteur, alors que sa partie externe était un milieu fortement oxydant. Cela explique la teneur en Fer oxydé/métallique des différentes chondrites. Les météorites carbonées sont très riches en oxydes de Fer, intégré dans des minéraux. Les chondrites à enstatite n'ont pas de Fer oxydé, tout le Fer étant contenu sous forme métallique. En clair, elles ne contiennent pas de minéraux ferreux : tout le Fer est regroupé dans des petites billes de métal, des grains métalliques. Les chondrites ordinaires sont entre les deux, avec une portion plus ou moins variable de Fer oxydé et de Fer métallique. Elles contiennent donc aussi bien des grains chondritiques métalliques que des minéraux mélangeant Fer et silicates. Les chondrites ordinaires de type H sont de loin les plus riches en Fer métallique, alors que la teneur en oxydes de Fer augmente avec les chondrites de type L, puis LL.
Mais attention : il ne faut pas prendre cette subdivision en catégories à la lettre. En réalité, l'état d'oxydation du Fer dans les météorites suit un continuum, allant des météorites au Fer totalement oxydé à des météorites au Fer totalement réduit, métallique. Même chose pour leur teneur en métal. Les diverses classes de météorites se répartissent sur ce continuum.
Les chondrites à enstatite.
Comme leur nom l'indique, ces chondrites contiennent un minéral nommé enstatite, un pyroxène magnésien. Elles ne contiennent pas ou peu d'olivine. Elles contiennent des traces de kamacite (un alliage de Fer et de Nickel), surtout concentré dans des grains métalliques. Les autres minéraux présents sont surtout de la troilite, ainsi que des minéraux soufrés ou nitrés. Leur composition minéralogique trahit des conditions de formation particulièrement réductrices (peu oxydantes). Cela laisse à penser que ces chondrites se sont formées près du Soleil, ce qui expliquerait aussi qu'elles sont naturellement riches en éléments réfractaires, à savoir des métaux (le Fer, notamment) et en silicates. Ces chondrites sont elles-mêmes classées en deux sous-types, en fonction de leur teneur en métal.
Les chondrites ordinaires.
Les chondrites ordinaires sont les plus fréquentes : plus de 80% des météorites qui tombent chaque année sont des chondrites ordinaires. Ce qui explique leur nom, au passage. Le fait qu'elles soient aussi fréquentes laisse penser que celles-ci se situent à un endroit bien précis, qui facilite leur rencontre avec la Terre. Le chercheur John Wasson a proposé que ces météorites proviennent de la ceinture d’astéroïdes, où des interactions gravitationnelles de Jupiter les dévierait de leur orbite en direction de la Terre. Scénario probable compte tenu des connaissances actuelles en mécanique céleste. Elles sont classées en trois sous-types, en fonction de leur teneur en métal.
Les chondrites carbonées.
Les chondrites carbonées doivent leur nom à leur teneur en carbone, largement supérieure à ce qu'on observe sur les autres chondrites. La quasi-totalité du carbone est localisée dans la matrice, ce qui lui donne une belle couleur sombre, parfois noire. La matrice carbonée prend une place très importante du volume des chondrites carbonées, pouvant aller jusqu'à 30 à 40% ! Les chondres sont un peu moins nombreux que dans les autres chondrites, alors que les inclusions réfractaires sont un peu plus fréquentes.
Les chondrites carbonées se classent en plusieurs types. Les chondrites les plus importantes de cette liste sont de loin les chondrites CI. Divers indices nous disent que ces chondrites se sont formées lors de la condensation de la nébuleuse primordiale. Notamment, celles-ci ont une composition chimique proche de celle du Soleil, et donc de la nébuleuse primordiale. Pour la plupart des éléments chimiques, la correspondance chimique et isotopique est identique à celle du Soleil, y compris pour les éléments traces ! Les éléments qui montrent une différence sont le carbone, l'hélium, l'hydrogène, l'oxygène, et l'azote. La raison est que ces éléments chimiques ne se sont pas condensés et sont restés dans la phase gazeuse de la nébuleuse. Le lithium montre aussi une petite différence, en raison de sa consommation par les réactions nucléaires solaires.
L'évolution des chondrites et leur classification pétrologique.
Si la composition chimique des chondrites est identique à celle du disque protoplanétaire, leur composition minéralogique ne l'est pas. Il faut dire qu'avec les hautes températures, ces chondrites ont été métamorphisées de l'intérieur par divers phénomènes hydrothermaux et métamorphiques. De nombreux minéraux se sont alors formés par recristallisation de la matrice ou du verre des chondres. De nombreux chondres ont par exemple grossi suite à ces phénomènes, quand ils n'ont pas fusionné avec la matrice. De même, le verre des chondres a pu recristalliser, donnant des minéraux qui se démarquent de leurs voisins. Quoi qu’il en soit, les météorites qui ont conservé des grains et une matrice intacte sont exceptionnellement rares.
Les processus d'altération/métamorphisme.
Certaines chondrites ont été le lieu d'une circulation interne de vapeur d'eau ou de fluides, qui ont altéré les chondrites. Ainsi explique-t-on la présence de minéraux argileux dans certains chondrites carbonées, alors que les minéraux hydratés n'existaient pas dans le disque. Seules les météorites carbonées sont concernées, vu que ce sont les seules à s'être formées dans un environnement riche en eau.
Sur d'autres météorites, les fortes températures ont littéralement cuit la roche, au point de la métamorphiser. De plus, les chocs avec les autres astéroïdes ont causé un métamorphisme aigu, mais suffisamment important pour entrainer la formation de minéraux de chocs (des impactites). Pour résumer, les chondrites ont vu leurs minéraux évoluer sous l'influence soit de la circulation d'eau, soit du métamorphisme (d’impact ou thermique).
La classification pétrologique des chondrites.
Les scientifiques classent les chondrites selon l'état d'altération de la matrice et des grains, dans 7 niveaux d'altération. Cette classification a été élaborée par Wood et Van Schmus, qui ont établi une première version purement descriptive, agrémentée de quelques suppositions sur l'origine des différentes textures. Ceux-ci pensaient que les niveaux de 1 à 7 traduisaient un niveau de plus en plus important de métamorphisme. Mais il est rapidement apparu que leur interprétation était quelque peu erronée. En fait, les chondrites de type 3 sont les chondrites non-altérées par l'eau et le métamorphisme. Les météorite de type 1 et 2 ont été altérées par l'eau et l'hydrothermalisme, alors que les types 4 à 7 ont été métamorphisés.
Les météorites différenciées.
Certaines météorites proviennent de corps qui ont subi une fusion partielle après leur formation, leur donnant l'occasion de se différencier. Dans les grandes lignes, on distingue les météorites primitives et évoluées. Les météorites primitives sont le résultat d'une différentiation incomplète, à savoir que leur roche a partiellement fondu, mais sans pour autant que les métaux se séparent des silicates. Elles ont donc une composition chimique identique à celle des chondrites, mais la texture et leur aspect en diffère radicalement. Les chondres ont disparu, de même que les autres grains chondritiques : tous se sont mélangés avec la matrice. Formellement, ce sont toutes des achondrites, à savoir des météorites pierreuses riches en silicates. Les météorites évoluées sont le résultat d'une différentiation assez marquée, les silicates s'étant séparés des métaux. Elles proviennent donc d'un corps parent qui a eu le temps de se séparer en un manteau silicaté et un noyau métallique. On peut classer ces météorites différenciées en trois types, selon qu'elles proviennent du manteau, du noyau ou de l'interface noyau-manteau. Les météorites mantelliques sont des achondrites intégralement composées de silicates, appelées des achondrites évoluées. Les morceaux de noyau donnent des sidérites, des météorites purement ferreuses, riches en Fer et en Nickel. Enfin, les météorites formées à la limite entre le manteau et le noyau, les lithosidérites, sont composées de métaux ferreux et de silicates mélangés.
Il faut savoir que ces météorites se sont formées en se détachant du corps originel, à cause d'un impact planétaire ou d'une collision entre astéroïdes. Les scientifiques ont classé les météorites en fonction de leur composition chimique, de leur mécanisme de formation (évoluées ou primitives), mais aussi de leur corps parent. Ils ont placé la composition chimique en premier lieu, avant de subdiviser les catégories obtenues selon leur mécanisme de formation, puis leur corps parent. On distingue ainsi les météorites pierreuses (achondrites), ferreuses et intermédiaires. C’est cette classification que nous allons reprendre ci-dessous.
Les achondrites.
Les achondrites se classent en plusieurs types, qui différent par leur composition chimique et isotopique. Les achondrites évoluées se distinguent des achondrites primitives par la présence ou l'absence de métaux dans leur composition chimique. Les achondrites évoluées sont très pauvre en métaux, ceux-ci ayant migré dans le noyau. À l'inverse, le métal n'a pas eu l’occasion de se séparer totalement des silicates, ce qui fait que les achondrites primitives sont assez riches en métaux, presque autant que les chondrites.
Les achondrites primitives.
Les achondrites primitives se classent en plusieurs sous-types, mais sans que cela ne permette de distinguer avec certitude leur corps parent. On distingue les ureilites, les brachinites, les winonaïtes, les acapulcoïtes et les lodranites. La grande partie sont riches en minéraux silicatés, le plus commun étant de loin d'olivine, secondée par des pyroxènes, du ferronickel et de la troilite.
Les achondrites évoluées.
Leur composition isotopique indique que ces météorites sont assez jeunes, en tout moins que le système solaire. De plus, ces météorites sont formées de roches magmatiques, ce qui montre qu'elles sont des morceaux de corps telluriques suffisamment gros pour avoir eu du volcanisme, ou au moins une forme de différentiation suffisante. Ces deux points montrent que ces météorites viennent d'une planète ou d'un très gros astéroïde. On sait aujourd'hui, par divers arguments isotopiques ou chimiques, que certaines achondrites évoluées proviennent de la Lune, d'autres de Mars et d'autres d'un astéroïde appelée Vesta. n distingue donc les achondrites lunaires, martiennes et vestales. Les météorites martiennes et lunaires sont donc classées dans les achondrites, au même titre que des météorites provenant d’astéroïdes plus petits (l’astéroïde Vesta, par exemple).
Les météorites SNC sont clairement les mieux connues à l'heure actuelle. Ces météorites sont nommées sous le terme de météorites SNC, du nom des trois météorites les plus typiques de cette classe : celle de Shergotty (Inde, 1865), Nkhla (Égypte, 1911) et Chassigny (France, 1815). Depuis, deux autres types de météorites martienne ont été découverts. Un point intéressant est leur composition isotopique en oxygène, bien trop différente de celle de la Terre ou de la Lune. Ce qui montre que celles-ci sont nées sur d'autres corps telluriques, les seuls candidats restants étant les astéroïdes, Mercure, Mars et Venus. Vu l’épaisseur et la densité de l'atmosphère vénusienne, il est peu probable que des morceaux de la croûte aient pu s'en enfuir sans être freinés par l'air. Mercure est aussi improbable : si un morceau de la planète dégage dans l'espace, il a de fortes chances d'être attiré par le Soleil que de s'en éloigner en direction de la Terre. Mars n'a pas ce problème : la gravité du Soleil a toutes les chances d'attirer l'astéroïde vers la Terre. L'ultime confirmation provint des analyses de la surface et de l'atmosphère martienne par la sonde Viking, qui montra la correspondance entre ces mesures et les météorites SNC.
Si l'on met de côté les météorites lunaires et martiennes (SNC), il ne reste que des météorites astéroïdales, c'est à dire provenant d'astéroïdes. Les plus connues sont de loin les météorites HED, supposées provenir de l’astéroïde Vesta. Ces météorites sont au nombre de trois sous-types : les Howardites, les Eucrites et les Diogénites. Elles doivent leur nom à la présence de certains minéraux : de l'howardite, de l'eucrite ou de la diogénite selon le type. Les eucrites sont de nature basaltique, le terme eucrite désignant d'ailleurs le gabbro, une roche basaltique. Elles semblent avoir refroidit assez rapidement, ce qui témoignerait d'une origine volcanique, ou tout du moins d'un refroidissement plutonique peu profond. Le contraste est assez marqué avec les diogènites, qui semble avoir une nature plutonique plus profonde. Quant aux howardites, ce sont des brèches qui mélangent des morceaux d'eucrites et de diogènites, vraisemblablement formées lors d'impacts. Les autres météorites astéroïdales sont classées en plusieurs sous-types qui portent les noms d'Angrite et Aubrite.
Les sidérites.
Les sidérites sont essentiellement composées de Fer et de Nickel, ainsi que d'autres minéraux dits sidérophiles (qui se lient chimiquement avec le Fer). L'alliage de Fer et de Nickel forme des minéraux appelés kamacite et taénite. La taénite est riche en Nickel, alors que la kamacite est pauvre en Nickel. Leurs teneurs varient fortement selon les conditions de formation de la météorite. Le diagramme à votre droite montre dans quelles conditions se forment ces deux minéraux. On voit que la kamacite se forme préférentiellement quand la teneur en Nickel est très faible et les températures faibles. À des températures plus élevées et/ou des teneurs en Nickel plus fortes, la taenite fait son apparition et se forme en même temps que la kamacite. Ce n'est qu'à des teneurs assez fortes en Nickel ou des températures très élevées que la taénite se forme exclusivement et que la kamacite disparaît. On peut donc deviner que les teneurs en kamacite et en taénite indiquent dans quelles conditions thermiques et chimiques s'est formée une météorite. Vu que les météorites ferreuses se sont formées à des températures supposées similaires, on devine que les ces teneurs dépendent de la vitesse de refroidissement de la météorite. Plus la météorite refroidit lentement, plus la kamacite prend de l'importance par rapport à la taénite.
La classification structurale des sidérites.
La classification des sidérites est plus complexe que pour les autres classes de météorites. Il faut dire que deux classifications sont utilisées : une qui se base sur la composition chimique et une qui se base sur la présence d'isotopes précis. La classification structurale des sidérites se base sur leur composition chimique et éventuellement leur texture. La raison à cela est que la texture formée dépend de la teneur en métaux et de leurs proportions. Les chercheurs classent les sidérites en trois classes, selon leurs teneurs en Nickel : les hexaédrites pauvres en Nickel, les octahédrites intermédiaires et les ataxites très riches en Nickel.
Les octaédrites se distinguent des autres classes par leur aspect, leur texture. Celle-ci est souvent dominé par ce qu'on appelle les figures de Widmanstätten, illustrées ci-dessous. Ces figures se révèlent le plus souvent après polissage ou attaque à l'acide de la météorite. Elles se forment lors du refroidissement de la météorite, quand l'alliage de Fer et de Nickel qui compose la météorite se sépare en taénite et kamacite. La taénite correspond aux bandes mates, alors que la kamacite correspond aux bandes brillantes. L’épaisseur des bandes de Kamacite permet de classer arbitrairement les octaédrites en plusieurs sous-classes, allant des bandes les plus fines aux bandes les plus larges.
La classification chimique moderne des sidérites.
De nos jours, la classification structurale des sidérites est remplacée par une classification chimique, basée sur la teneur en éléments traces comme le Gallium, le Germanium et l'Iridium. Cette classification distingue un grand nombre de catégories, 14 au total, avec quelques sous-catégories. Il est supposé que les météorites d'une même catégories proviennent d'un même corps parent. La classification chimique a été revue un grand nombre de fois. La première version ne distinguait que 4 classes, qui ont par la suite été découpées en sous-catégories, et ainsi de suite.
Les litho-sidérites.
On peut classer les litho-sidérites en deux grands types : les pallasites et les mésosidérites. Les pallasites, composées de cristaux d'olivine plongés dans une matrice métallique, qui se sont vraisemblablement formées entre le manteau et le noyau. Enfin, les mésosidérites ont une origine plus incertaine.