En 1979, au cours de ma thèse, j’ai découvert les premiers enrichissements en deutérium dans des

Julien H. V. Robert

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Activité scientifique 1979-2009.
François ROBERT
DR CNRS – Muséum – UMR 7202




Mes activités scientifiques se sont organisées autour de trois grands thèmes qui traitent :
- de la cosmochimie, avec la géochimie des chondrites, des planètes, des comètes,
- de l’hydrosphère précambrienne, avec la géochimie sédimentaire et depuis peu la (nano)paléontologie,
- de la théorie du fractionnement isotopique, avec la grande question de l’origine des anomalies
isotopiques dans le système solaire.
Ces trois thèmes ont un dénominateur commun : les compositions isotopiques des noyaux stables; et trois
idées directrices: (1) Les réactions chimiques qui sont à l’origine des molécules gazeuses dans la nébuleuse
protosolaire, sont enregistrées dans les compositions isotopiques des éléments légers (HCNOS) (2) Un
mécanisme de fractionnement isotopique non dépendant de la masse est à l’origine des anomalies isotopiques
observées dans les minéraux réfractaires des météorites. Si ce mécanisme pouvait être identifié théoriquement et
expérimentalement, il nous donnerait accès aux conditions de formation du système solaire (3) Le métabolisme
des premiers êtres vivants est enregistré dans les fossiles chimiques contenus dans les sédiments siliceux du
Précambrien.
Ces idées ont guidé tous mes protocoles analytiques et ma bibliographie illustre ces 3 grands axes de
recherche.
Je résume ci-dessous mes contributions les plus significatives dans ces trois thèmes depuis 1979.

Les étoiles de la Galaxie sont les sources originelles de la matière de la Terre, du soleil et des autres planètes
du système solaire. Accrétés il y a 4,567 milliards d’années dans le disque protosolaire, les grains étaient à
l’origine soit néoformés soit hérités du milieu interstellaire. On sait aujourd’hui que le gaz du disque était animé
de mouvements de turbulence d’une immense amplitude, qui brassaient tous les grains inférieurs au centimètre,
jusqu’aux confins du système solaire. On sait aussi que la surface de ce disque était irradiée par des photons
ultraviolets issus des jets polaires par lesquels le soleil en formation expulsait une bonne moitié de sa masse en
moins d’un million d’années. Une chimie particulière caractéristique des plasmas froids s’enclenchait à la
surface du disque. Cette chimie est pour l’instant largement incomprise et peu étudiée en laboratoire. Tout près
de l’étoile, l’irradiation du disque par des noyaux alpha et des protons de plusieurs dizaines de MeV était à
l’origine d’une nucléosynthèse « locale » – via des réactions nucléaires dites de spallation - dont les produits,
présents dans certains minéraux des météorites, renferment encore aujourd’hui des signatures isotopiques
distinctes. Si le gaz du disque était bien mélangé dans ce système solaire primitif, il n’en allait pas de même pour
les solides à l’échelle de la résolution spatiale de nos instruments d’analyse. Si la turbulence a homogénéisé tous
les solides de dimension inférieure au centimètre, au niveau individuels chaque solide a conservé sa composition
chimique et isotopique propre. Ainsi, les énormes variations isotopiques observées dans les minéraux des
météorites sont interprétées comme des reliques des milieux interstellaires qui ont précédé la formation du
système solaire. Dans ces milieux, des minéraux se condensaient dans les atmosphères d’étoiles en fin de vie ou
bien s’assemblaient vers 10K, dans les nuages pré-stellaires, sous l’action des rayonnements ionisants. Lors de la
formation du disque protosolaire, ces minéraux auraient survécu à l’effondrement gravitationnel du milieu
interstellaire local. Ils seraient encore présents dans les premiers planétoïdes du système solaire dont les
météorites sont les débris.
Faire la part de toutes ces contributions dans la matière qui constitue les planètes est l’enjeu majeur de la
cosmochimie moderne. Aujourd’hui aucun consensus n’existe sur ces questions. Voici en quelques mots, la
cosmochimie replacée à la croisée des chemins entre l’Astrophysique et les Sciences de la Terre et où les
météorites sont les témoins irremplaçables des débuts...
En 1979, au cours de ma thèse, j’ai découvert dans les météorites de l’hydrogène très enrichi en deutérium
– l’isotope lourd du protonium. Cette découverte suscitera de nombreux travaux sur la matière extraterrestre dans
la communauté internationale et le rapport isotopique de l’hydrogène (D/H) est aujourd’hui couramment utilisé
comme traceur des réactions de basses températures dans la phase gazeuse . Je poursuis cette thématique encore
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aujourd’hui car elle révèle l’extrême complexité de ces réactions à l’origine de l’eau et de la matière organique
du système solaire.
J’ai initialement interprété les rapports D/H élevés comme la conséquence d’une irradiation massive du
système solaire par des protons de haute énergie (Robert et al., 1979). Cette irradiation de la matière engendre
des réactions nucléaires dites réactions de spallation. En 1980, il n’existait pas d’observation astronomique
directe qui étayait cette interprétation. Elle fut donc progressivement abandonnée par la littérature.
Quelques années plus tard, en terminant ma thèse avec S. Epstein, j’ai isolé de la matière organique
insoluble (MOI) des météorites carbonées où j’ai mis en évidence d’énormes enrichissements en deutérium
(Robert & Epstein, 1982). Dans ces météorites, la différence de composition isotopique entre la composition
isotopique des argiles et la MOI est de signe opposé aux fractionnements cinétiques ou d’équilibre. Par contre
dans le milieu interstellaire froid et dilué, les réactions ion molécule s’accompagnent d’énormes fractionnements
isotopiques et les molécules organiques interstellaires de la phase gazeuse sont systématiquement enrichie 100
à 1000 fois par rapport au système solaire. Sur la base de cette analogie, nous en avons conclu que cette MOI
était d’origine interstellaire et avait été mélangée mécaniquement aux corps parents des météorites durant leur
formation.
Afin d’étayer cette origine interstellaire nous avons mesuré la composition isotopique en oxygène de la
MOI (Halbout et al., 1986, 1988). La contamination terrestre - notamment au cours de l’isolation chimique de la
MOI par attaque acide – rend difficile l’interprétation de ces mesures. Mais la composition globale de la MOI est
sans aucun doute, « voisine » de celle des silicates et donc semblable à la matière solaire standard. En 1985, cette
similitude a jeté le premier doute sur l’origine interstellaire de la MOI.
Nous avons ensuite mesuré de façon systématique le rapport D/H dans différentes classes de météorites (les
chondrites ordinaires) et différents degré de métamorphisme. Le composant riche en Deutérium n’est pas présent
dans les météorites équilibrées, les plus métamorphiques (Robert et al., 1987 a,b). Ce composant n’a laissé
aucune trace dans les minéraux (ou aux joints de grains) de ces météorites comme on pourrait s’y attendre si
cette MOI avait été incomplètement détruite durant le métamorphisme. Plus vraisemblablement ce composant
riche en deutérium n’a jamais été présent dans les précurseurs de la plupart des météorites. En conséquence il
n’était pas distribué de façon homogène dans le système solaire. Cette inhomogénéité ne résout pas la question
de l’origine de la MOI : solaire ou interstellaire ? J’ai discuté cette question dans de nombreuses publications (cf.
Bibliographie personnelle & Chapitres de livres ; Robert et al., 2000, 2003 ; Robert et al., 2001, 2006 ; ou
Robert dans la revue « Science », 2001)
J’ai consacré une grande partie de mon travail à la fin des années 80 début 90 à évaluer quantitativement
l’influence de la contamination terrestre sur le rapport isotopique D/H. L’utilisation de solvants marqués au
deutérium, a permis de démontrer qu’il était impossible d’effacer des compositions isotopiques interstellaires –
enrichies 100 à 1000 fois par rapport à la valeur du D/H terrestre - par une simple contamination naturelle ou
expérimentale. La communauté scientifique dans sa grande m