Abstract FR:

Lors de la formation du système solaire les plus gros astéroïdes se sont différenciés en manteau silicate et noyau métallique. Le métal ainsi formé est un alliage biphasé Fe-Ni (en moyenne 10 % de Ni), souvent saturé en soufre et phosphore, et composé majoritairement de kamacite (fer [alpha]) pauvre en Ni ; l'autre phase étant la taenite (fer [gamma]) riche en Ni. Les météorites proviennent de la fragmentation par choc de ces asteroïdes. Nous avons caractérisé par microscopie électronique en transmission analytique les phases métalliques de météorites appartenant à trois familles différentes (météorites métalliques, pallasites et mésosiderite). L'observation de leurs microstructures, parfois comparée à celle d'alliages synthétiques analogues, et la mesure de leurs compositions nous ont permis de déterminer une partie de l'histoire thermo-mécanique de ces météorites. Les profils de concentration en Ni à travers les zones de taenite permettent d'estimer les valeurs des vitesses de refroidissement des météorites (jusqu'a 0,1 °C/Ma). Ces refroidissements lents ont permis aux phases d'atteindre leur compositions d'équilibre, tout au moins aux joints de grains.