Voir la source de Datation hafnium-tungstène

{{ébauche| géochimie}}


La '''datation hafnium-tungstène''' est une méthode de [[datation radiométrique]] exploitant la [[décroissance radioactive|désintégration radioactive]] de l'[[hafnium 182]] ({{nucléide|182|72|Hf}}) en [[Isotopes du tungstène|tungstène 182]] ({{nucléide|182|74|W}}). Sa [[période radioactive|demi-vie]] étant de {{unité|8,9 ± 0,1 Ma}}, l'hafnium 182 est un [[radioisotope|radionucléide]] [[radioactivité éteinte|éteint]]<ref name=Kleine2017>{{Article| langue=en| titre=Tungsten Isotopes in Planets| auteur1=T. Kleine| auteur2=R. J. Walker| périodique=[[Annual Review of Earth and Planetary Sciences]]| volume=45| numéro=1| pages=389–417| date=août 2017| doi=10.1146/annurev-earth-063016-020037}}.</ref>. On emploie cette méthode de datation pour étudier le [[Système solaire]] primitif, les deux [[élément chimique|éléments]] s'étant séparés partiellement lors de la [[différenciation planétaire|différenciation]] des [[planète]]s et des [[corps parent]]s des [[météorite]]s (l'[[hafnium]] est [[lithophile]] tandis que le [[tungstène]] est modérément [[sidérophile]])<ref>{{Article| langue=en| nom1=Halliday| prénom1=Alex| nom2=Rehkämper| prénom2=Mark| nom3=Lee| prénom3=Der-Chuen| nom4=Yi| prénom4=Wen| date=juillet 1996| titre=Early evolution of the Earth and Moon: new constraints from Hf-W isotope geochemistry| périodique=[[Earth and Planetary Science Letters]]| volume=142| numéro=1–2| pages=75-89| doi=10.1016/0012-821x(96)00096-9}}.</ref>{{,}}<ref>{{Article| langue=en| nom1=Kleine| prénom1=Thorsten| nom2=Touboul| prénom2=Mathieu| nom3=Bourdon| prénom3=Bernard| nom4=Nimmo| prénom4=Francis| nom5=Mezger| prénom5=Klaus| et al.=oui| date=septembre 2009| titre=Hf–W chronology of the accretion and early evolution of asteroids and terrestrial planets| périodique=Geochimica et Cosmochimica Acta| volume=73| numéro=17| pages=5150-5188| doi=10.1016/j.gca.2008.11.047}}.</ref>.

L'utilisation du système hafnium-tungstène comme chronomètre pour l'histoire primitive du Système solaire est suggérée dans les [[années 1980]]<ref>{{Article| langue=en| nom1=Norman| prénom1=Eric B.| nom2=Schramm| prénom2=David N.| date=August 1983| titre=182Hf chronometer for the early Solar System| périodique=[[Nature (revue)|Nature]]| volume=304| numéro=5926| pages=515-517| doi=10.1038/304515a0}}.</ref> mais n'est largement utilisée qu'au milieu des [[années 1990]], grâce au développement de l'[[spectrométrie de masse à plasma à couplage inductif|ICP-MS]] multi-collecteurs<ref>{{Article| langue=en| nom1=Harper| prénom1=Charles L.| nom2=Jacobsen| prénom2=Stein B.| date=avril 1996| titre=Evidence for 182Hf in the early Solar System and constraints on the timescale of terrestrial accretion and core formation| périodique=[[Geochimica et Cosmochimica Acta]]| volume=60| numéro=7| pages=1131-1153| doi=10.1016/0016-7037(96)00027-0}}.</ref>{{,}}<ref>{{Article| langue=en| nom1=Lee| prénom1=Der-Chuen| nom2=Halliday| prénom2=Alex N.| date=décembre 1995| titre=Hafnium–tungsten chronometry and the timing of terrestrial core formation| périodique=[[Nature (revue)|Nature]]| volume=378| numéro=6559| pages=771-774| doi=10.1038/378771a0}}.</ref>.

== Principe ==
L'hafnium 182 se désintègre en deux étapes :
:{{nucléide|182|72|Hf}} → {{nucléide|182|73|Ta|Tantale 182}} + {{nucléide|0|−1|e|électron}} + {{Nucléide|0|0|{{Surligner|{{mvar|ν}}}}{{ind|e}}|antineutrino}} {{spaces|3}}([[période radioactive|''t''{{ind|½}}]] = 8,9 {{abrd|Ma|millions d'années}})

:{{nucléide|182|73|Ta}} → {{nucléide|182|74|W}} + {{nucléide|0|−1|e}} + {{Nucléide|0|0|{{Surligner|{{mvar|ν}}}}{{ind|e}}}} {{spaces|3}}(''t''{{ind|½}} = 114 {{abrd|j|jours}})
La seconde désintégration étant beaucoup plus rapide que la première, tout se passe en pratique comme si l'hafnium 182 se désintégrait directement en tungstène 182, avec une demi-vie de 8,9 millions d'années.

Comme la [[période radioactive|demi-vie]] de {{unité|8,9 Ma}} est faible devant l'[[Formation et évolution du Système solaire#Datation|âge du Système solaire]] ({{unité|4,6 Ga}}) et qu'il n'y a pas dans le Système solaire de processus naturel produisant de l'hafnium 182, il n'y en a plus ([[radioactivité éteinte]]). Comme il y en avait lors de la formation du Système solaire (produit peu auparavant par l'explosion d'une [[supernova]]), il en reste la trace sous la forme d'un enrichissement en tungstène 182 : on peut établir une chronologie relative des premiers matériaux condensés dans la [[nébuleuse solaire]] en mesurant le [[rapport isotopique]] {{exp|182}}W/{{exp|''A''}}W où {{exp|''A''}}W désigne un autre [[isotope stable]] du tungstène, non [[nucléide radiogénique|radiogénique]].

L'emploi de cette méthode se heurte cependant à un problème : l'abondance relative du tungstène 182 n'est pas affectée que par la décroissance de l'hafnium 182, elle l'est aussi par les processus [[nucléosynthèse|nucléosynthétiques]] à l'origine des matériaux de la nébuleuse solaire  (dont on sait aujourd'hui qu'elle n'était pas tout à fait homogène en termes de produits des différents processus) ainsi que par les [[réaction nucléaire|réactions nucléaires]] provoquées par les [[rayonnement cosmique|rayons cosmiques]]. L'influence des différents processus nucléosynthétiques peut être corrigée grâce à l'existence de cinq [[Isotopes du tungstène#Tungstène naturel|isotopes stables (ou quasi stables) du tungstène]] : {{exp|182}}W, {{exp|183}}W, {{exp|184}}W et {{exp|186}}W sont produits par les processus [[processus r|r]] et [[processus s|s]], tandis que {{exp|180}}W n'est produit que par le [[processus p]]. La contribution variable des processus r et s se traduit par des variations corrélées des [[rapport isotopique|rapports]] {{exp|182}}W/{{exp|184}}W et {{exp|183}}W/{{exp|184}}W : le rapport {{exp|183}}W/{{exp|184}}W peut être utilisé pour corriger le rapport {{exp|182}}W/{{exp|184}}W de ces contributions variables<ref>{{Article| langue=en| titre=Tungsten Nuclear Anomalies in Planetesimal Cores| auteur1=Liping Qin| auteur2=Nicolas Dauphas| auteur3=Meenakshi Wadhwa| auteur4=Agnès Markowski| auteur5=Roberto Gallino| et al.=oui| périodique=[[The Astrophysical Journal]]| volume=674| numéro=2| date=20 février 2008| pages=1234-1241| doi=10.1086/524882}}.</ref>. L'influence des rayons cosmiques est plus difficile à corriger parce qu'elle affecte bien plus l'abondance du tungstène 182 que celles des autres isotopes<ref>{{Article| langue=en| titre=The influence of cosmic-ray production on extinct nuclide systems| auteur1=Ingo Leya| auteur2=Rainer Wieler| auteur3=Alex N. Halliday| périodique=[[Geochimica et Cosmochimica Acta]]| volume=67| numéro=3| date=1 février 2003| pages=529-541| doi=10.1016/S0016-7037(02)01091-8}}.</ref>. Leurs effets peuvent cependant être estimés en examinant d'autres systèmes isotopiques tels que ceux du [[platine]]<ref>{{Article| langue=en| titre=Neutron capture on Pt isotopes in iron meteorites and the Hf–W chronology of core formation in planetesimals| auteur1=Thomas S. Kruijer| auteur2=Mario Fischer-Gödde| auteur3=Thorsten Kleine| auteur4=Peter Sprung| auteur5=Ingo Leya| auteur6=Rainer Wieler| périodique=[[Earth and Planetary Science Letters]]| volume=361| date=1 janvier 2013| pages=162-172| doi=10.1016/j.epsl.2012.10.014}}.</ref>, de l'[[osmium]]<ref>{{Article| langue=en| titre=Correlated cosmogenic W and Os isotopic variations in Carbo and implications for Hf–W chronology| auteur1=Liping Qin| auteur2=Nicolas Dauphas| auteur3=Mary F. Horan| auteur4=Ingo Leya| auteur5=Richard W. Carlson| périodique=[[Geochimica et Cosmochimica Acta]]| volume=153| date=15 mars 2015| pages=91-104| doi=10.1016/j.gca.2014.11.015}}.</ref> ou de l'hafnium, voire supprimés en prélevant des échantillons de l'intérieur des météorites, qui n'ont pas été exposés aux rayons cosmiques (ce qui n'est possible, toutefois, que pour les grosses météorites).

Les données isotopiques du tungstène sont généralement exprimées en termes de ''ε''({{exp|182}}W) et ''ε''({{exp|183}}W), qui représentent les écarts relatifs des rapports {{exp|182}}W/{{exp|184}}W et {{exp|183}}W/{{exp|184}}W par rapport aux normes terrestres, en parties pour {{formatnum:10000}}<ref group=alpha><math>\epsilon(^{182}\mathrm W)=10\,000\left(\frac{(^{182}\mathrm W/^{184}\mathrm W)_\text{éch}}{(^{182}\mathrm W/^{184}\mathrm W)_\text{T}}-1\right)</math> et <math>\ \epsilon(^{183}\mathrm W)=10\,000\left(\frac{(^{183}\mathrm W/^{184}\mathrm W)_\text{éch}}{(^{183}\mathrm W/^{184}\mathrm W)_\text{T}}-1\right)</math>, où les [[rapport isotopique|rapports isotopiques]] indiqués sont mesurés dans l'échantillon (indice « éch ») et dans la référence terrestre (indice « T »).</ref>{{,}}<ref name=Kleine2017/>. La Terre étant [[différenciation planétaire|différenciée]], la [[croûte terrestre|croûte]] et le [[manteau terrestre|manteau]] terrestres sont enrichis en tungstène 182 par rapport à la composition initiale du Système solaire. Dans les [[chondrite|météorites indifférenciées]] on mesure ''ε''({{exp|182}}W) = −1,9 ± 0,1, ce qu'on extrapole à ''ε''{{ind|0}}({{exp|182}}W) = −3,45 ± 0,25 pour sa valeur initiale dans le Système solaire<ref>{{Article| langue=en| nom1=Jacobsen| prénom1=Stein B.| titre=THE Hf-W ISOTOPIC SYSTEM AND THE ORIGIN OF THE EARTH AND MOON| périodique=[[Annual Review of Earth and Planetary Sciences]]| date=31 mai 2005| volume=33| numéro=1| pages=531–570| doi=10.1146/annurev.earth.33.092203.122614}}.</ref>. Comme l'hafnium et le tungstène se séparent partiellement lors de la [[différenciation planétaire]], la mesure de ''ε''({{exp|182}}W) dans les météorites différenciées permet de dater la différenciation.

== Datation de la formation des noyaux planétaires ==
[[fichier:Dating Planetary Core Formation.png| vignette|Pourquoi le système hafnium-tungstène permet de dater la formation du [[noyau planétaire|noyau]] d'une [[planète]] ou d'un [[astéroïde]].]]
Lors de leur formation, les [[astéroïde]]s et les [[planète]]s ne sont pas stratifiés en [[croûte planétaire|croûte]], [[manteau planétaire|manteau]] et [[noyau planétaire|noyau]] (on dit qu'ils sont indifférenciés). Quand un [[objet céleste]] se [[différenciation planétaire|différencie]], les matériaux denses (principalement le [[fer]] [[métal]]) se séparent des composants plus légers et s'écoulent vers l'intérieur, formant le noyau. L'hafnium étant [[lithophile]], l'hafnium 182 reste dans les couches externes (croûte et manteau).
* Si la différenciation se produit relativement tôt, l'hafnium 182 n'a pas eu le temps de beaucoup se désintégrer en tungstène 182 : présent dans les couches externes, il se désintègre ensuite en tungstène 182, augmentant ainsi ''ε''({{exp|182}}W) dans leurs roches.
* Si au contraire elle se produit relativement tard, la majeure partie de l'hafnium 182 s'est déjà désintégrée en tungstène 182 et cet isotope, le tungstène étant modérément [[sidérophile]], s'écoule en grande partie vers l'intérieur avec le fer ; peu de tungstène 182 se forme ensuite dans les couches externes.
Ainsi, la valeur de ''ε''({{exp|182}}W) dans les roches de la croûte et du manteau permet d'estimer l'âge de la différenciation.

=== Âges modèles ===
Pour déduire l'âge de formation du [[noyau planétaire|noyau]] d'un [[objet céleste]] de la [[composition isotopique]] du tungstène d'un échantillon de son [[manteau planétaire|manteau]] ou de son noyau, il faut connaître la composition de l'objet. Comme on ne dispose pas d'échantillons du [[Noyau terrestre|noyau de la Terre]] ni d'aucun autre objet [[différenciation planétaire|différencié]] intact, on ne peut pas mesurer leur composition globale mais on admet qu'elle est voisine de celle des [[chondrite]]s, des [[météorite]]s indifférenciées<ref name=Kleine2017/>{{,}}<ref>{{Article| langue=en| nom1=Schoenberg| prénom1=Ronny| nom2=Kamber| prénom2=Balz S.| nom3=Collerson| prénom3=Kenneth D.| nom4=Eugster| prénom4=Otto| date=2002| titre=New W-isotope evidence for rapid terrestrial accretion and very early core formation| périodique=[[Geochimica et Cosmochimica Acta]]| volume=66| numéro=17| pages=3151-3160| doi=10.1016/S0016-7037(02)00911-0}}.</ref>. L'hafnium et le tungstène étant tous deux des éléments [[substance réfractaire|réfractaires]], il ne devrait pas se produire de fractionnement entre l'hafnium et le tungstène lors de l'échauffement de l'objet céleste pendant ou après sa formation. Un « âge modèle » de la formation du noyau est donné par la formule<ref name=Kleine2017/> :
:<math>t=\frac{1}{\lambda}\ln\left[\frac{\epsilon(^{182}\mathrm W)_\mathrm{ch}-\epsilon_0(^{182}\mathrm W)}{\epsilon(^{182}\mathrm W)_\text{éch}-\epsilon(^{182}\mathrm W)_\mathrm{ch}}f_\mathrm{Hf/W}\right]</math>
où {{mvar|λ}} désigne la [[constante de désintégration]] de l'hafnium 182 ({{unité|0,078 ± 0,002 Ma-1}}<ref>{{Article| langue=en| titre=New Half-Life Measurement of {{exp|182}}Hf: Improved Chronometer for the Early Solar System| auteur1=C. Vockenhuber| auteur2=F. Oberli| auteur3=M. Bichler| auteur4=I. Ahmad| auteur5=G. Quitté| et al.=oui| périodique=[[Physical Review Letters]]| volume=93| numéro=17| pages=172501| date=octobre 2004| doi=10.1103/PhysRevLett.93.172501}}.</ref>). Les valeurs de ''ε''({{exp|182}}W) sont mesurées dans l'échantillon (indice « éch ») et dans les chondrites (indice « ch »), et le facteur <math>f_{\mathrm{Hf/W}}</math> tient compte de la différence d'abondance de l'hafnium entre l'échantillon et les chondrites :
:<math>f_\mathrm{Hf/W}=\frac{(^{180}\mathrm{Hf}/^{184}\mathrm W)_\text{éch}}{(^{180}\mathrm{Hf}/^{184}\mathrm W)_\mathrm{ch}}-1</math>.

== Notes et références ==
{{traduction/Référence| en| Hafnium–tungsten dating| 1148594855}}

=== Notes ===
{{références| groupe=alpha}}

=== Références ===
{{références}}

== Bibliographie ==
* {{Article| langue=en| titre=Hf-W isotope systematics of enstatite chondrites: Parent body chronology and origin of Hf-W fractionations among chondritic meteorites| auteur1=Jan L. Hellmann| auteur2=James A. Van Orman| auteur3=Thorsten Kleine| périodique=[[Earth and Planetary Science Letters]]| volume=626| numéro article=118518| date=15 janvier 2024| doi=10.1016/j.epsl.2023.118518}}

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[[Catégorie:Datation radiométrique|Hafnium]]