Géochimie isotopique du lithium dans les basaltes-Géochimie des ...
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tel-00344949, version 1 - 7 Dec 2008<br />
3. Fractionnement <strong>des</strong> isotopes <strong>du</strong> <strong>lithium</strong> à l’échelle <strong>du</strong> cristal<br />
le Li �pauvre en 7 Li, 7 Li/ 6 Li � 2� pro<strong>du</strong>it par <strong>des</strong> réactions de spallation �collision entre <strong>des</strong><br />
noyaux d’oxygène ou de carbone et <strong>des</strong> protons� <strong>du</strong>rant l’évolution de notre galaxie<br />
�Reeves, 1994 ; Chaussidon et Robert, 1998�. L’étude de ces hétérogénéités, mises en<br />
évidence in situ au sein de chondru<strong>les</strong> <strong>des</strong> météorites primitives, a largement contribué à<br />
cette discussion �Chaussidon et Robert, 1995, 1998�. Finalement il faut noter que la faible<br />
abondance <strong>du</strong> Li <strong>dans</strong> ces objets ainsi que <strong>les</strong> forts contrastes <strong>isotopique</strong>s entre <strong>les</strong><br />
différentes sources de contamination rendent <strong>les</strong> météorites primitives très sensib<strong>les</strong> aux<br />
processus d’irradiation. �Gounelle et al., 2004 ; Chaussidon and Gounelle, 2006; Chaussidon<br />
et<br />
al., 2006�.<br />
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Comme nous l’avons vu au chapitre 1, un <strong>des</strong> principaux intérêts <strong>du</strong> Li est sa capacité à<br />
tracer <strong>les</strong> interactions flui<strong>des</strong>/roches. Cette caractéristique fut explorée par <strong>des</strong> métho<strong>des</strong><br />
de mesure in situ, pour tenter de tracer la présence d’eau <strong>dans</strong> <strong>les</strong> magmas martiens �Beck<br />
et al., 2004�. De nombreuses observations de la surface de Mars montrent en effet que l’eau<br />
a existé à l’état liquide. De nos jours, l’eau est toujours présente mais elle se trouve à l’état<br />
solide aux pô<strong>les</strong> de la planète. La présence de cette molécule à la surface d’une planète<br />
tellurique comme Mars est associée, pour partie au moins au dégazage, par <strong>les</strong> magmas de<br />
l’eau contenue <strong>dans</strong> <strong>les</strong> couches internes de la planète. Pourtant, <strong>les</strong> météorites martiennes<br />
sont le plus souvent anhydres en comparaison de leurs équivalents terrestres �Karlsson et<br />
al., 1992�. Pour tenter de résoudre ce paradoxe, il a été envisagé que <strong>les</strong> magmas martiens<br />
pouvaient avoir subi un fort épisode de dégazage avant leur mise en place. Ces variations<br />
<strong>des</strong> conditions physico‐chimiques <strong>du</strong> magma devraient être « enregistrées » au sein <strong>des</strong><br />
cristaux au cours de leur croissance. Il est donc possible de <strong>les</strong> mettre en évidence en<br />
mesurant au travers de profils, depuis le cœur jusqu’à la bor<strong>du</strong>re <strong>des</strong> phénocristaux de<br />
laves martiennes, <strong>les</strong> variations de paramètres géochimiques sensib<strong>les</strong> au dégazage comme<br />
<strong>les</strong> éléments lithophi<strong>les</strong> légers �Li et B�. Les variations de ces éléments mesurées in situ au<br />
travers de pyroxènes de laves martiennes ne peuvent être expliquées par un mécanisme<br />
simple de cristallisation fractionnée �Lentz et al., 2001�. En effet, l’abondance de ces<br />
éléments pourtant réputés incompatib<strong>les</strong> est décroissante vers la bor<strong>du</strong>re <strong>des</strong> cristaux. Il<br />
faut donc qu’une phase fluide, <strong>dans</strong> laquelle ces éléments sont solub<strong>les</strong>, ait été présente<br />
<strong>dans</strong> ces magmas pour expliquer ce comportement. Pour tenter de mettre en évidence le<br />
dégazage <strong>des</strong> magmas martiens, Beck et al. �2004� ont mesuré la composition <strong>isotopique</strong><br />
en Li au travers <strong>des</strong> cristaux de la shergottite NWA 480. Dans cet échantillon, <strong>des</strong>