Le système solaire s’est formé par l’effondrement d’une nébuleuse qui est un mélange de gaz et de poussière. La contraction du gaz a permis la formation d’une étoile, le soleil, autour duquel le reste de la nébuleuse a commencé à orbiter. Les chondrites sont les météorites les plus primitifs du système solaire. Leur homogénéité chimique et isotopique montre la grande homogénéité de la nébuleuse solaire après la formation du soleil, l’évaporation des poussières présentes et la dynamique turbulente de la nébuleuse ayant permis cette homogénéisation. Dans les conditions thermodynamiques de la nébuleuse solaire, les poussières précurseuses des chondrites et de leurs composants se sont formées par condensation de la nébuleuse au cours de son refroidissement. Les compositions minéralogiques, chimiques et isotopiques des chondrites sont donc les meilleurs objets d’étude pour comprendre les processus dans le système solaire précoce. De plus, certains minéraux ont une composition isotopique qui diffère largement des autres constituants chondritiques et sont donc interprétés comme des restes de poussière présente avant l’effondrement de la nébuleuse solaire, ce sont des grains présolaires. A ce titre, les grains présolaires permettent d’appréhender la formation de poussières dans d’autres environnements astrophysiques, leur transport jusqu’au milieu interstellaire et leur recyclage au cours de la formation de nouveaux systèmes stellaires.
Cette thèse présente diverses méthodes quantitatives pour modéliser les phénomènes d’évaporation et de condensation, de manière expérimentale et par modélisation thermodynamique et cinétique, afin de mieux comprendre les processus de formation des poussières dans différents environnements astrophysiques.
L’analyse d’une séquence de condensation expérimentale d’un gaz de composition solaire enrichi en carbone a permis d’appréhender la condensation des poussières dans l’atmosphère des étoiles riches en carbone (AGB C-star) et de montrer que la condensation de poussières était contrôlée par les conditions thermodynamiques mais également par la cinétique de condensation ainsi que par les interactions lumière matière liée à la luminosité de l’étoile elle-même.
Les hétérogénéités de la concentration en poussières dans les disques protoplanétaires, étayées par les récentes observations du télescope ALMA, indiquent que la modélisation de la condensation d’un gaz dont la composition diffèrerait de celle du système solaire moyen peut être pertinente pour étudier la condensation dans la nébuleuse solaire. La condensation d’un gaz solaire enrichi en éléments constitutifs de la poussière a été étudié dans la cadre des éléments majeurs, mais jamais pour les éléments traces qui sont parmi les principaux outils d’étude de processus géochimique. En comparant les résultats de modélisation thermodynamique complète d’un tel système de compositions chimiques des chondrites, il est possible de contraindre les potentiels enrichissement en poussières. Par exemple, l’abondance relative des métaux présents dans les inclusions réfractaires traduisent des processus d’évaporation ou de condensation dans des conditions oxydantes, compatibles avec l’équilibre prévu entre une phase métallique et un gaz enrichi en éléments constitutifs des poussières
Enfin, une nouvelle approche est proposée pour quantifier les paramètres des modèles d’évaporation et de condensation à l’aide de méthodes de dynamique moléculaire. Dans ce cadre, ce travail a montré qu’il était possible de modéliser l’évaporation de silicate par cette méthode et de quantifier divers paramètres associés à l’évaporation, notamment les coefficients d’évaporation et de condensation que l’on ne peut pas déduire actuellement par le calcul théorique.
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