Chimie Interstellaire

Chimie des origines ?

Louis d’Hendecourt

« Astrochimie Expérimentale »Institut d’Astrophysique Spatiale, Orsay, France

Origine des éléments: nucléosynthèse (big-bang, stellaire)

Origine des molécules: la phase gazeuse

Origine de la matière solide: les poussières interstellaires

Origine de la complexité: la matière organique

Origine de la matière prébiotique: molécules pré-biotiques

Origine du Système Solaire: la nébuleuse solaire

Origine de la Vie: ubiquité de la vie ?

Les abondances « cosmiques » : le matériau de base

H, He - 100, 10 - pas condensables - gaz interstellaire - H2, He - étoiles physique du gaz (P, T, nH)

O, C, N - 1 - partiellement condensables - H2O/CH4/NH3/CO/C - gaz/grains chimie organique (composition)

Si, Mg,,Fe - 0.1 - condensables - silicates (roches), grains interstellaires chimie minérale (catalyse)

Autres - 0.01 - condensables – grains cosmochimie (isotopes, nucléosynthèse)

Big-Bang : la « fuite » des Galaxies et l’origine « chaude » de l’Univers »

Le modèle « standart » du Big-Bang: nucléosynthèse primordiale

Tous les éléments qui nous constituent sont formés dans les étoiles

H, He, D, Li

Une galaxie vue de « dessus »

Formation d’une étoile: effondrement gravitationnel

PV = kT

Vi ~ AL3

Ti ~10 K

Compressiongravitationnelle

Vf ~ 32 sL3 !!!Tf ~ 107/8 K

Reactions nucléaires (H+H+H+H) He + E C, O, N,…X,+E

Fe – E !!!

Supernova

BOUM !

La mort d’une étoile: (1) la Supernova Nébuleuse du Crabe

Tous les éléments sontéjectés (gaz), pas de grains

Restes de Supernova dans notre Galaxie

Cliché: Hubble ST/NASA

La mort d’une étoile: 2) la géante rouge et la phase AGB,nébuleuse planétaire

Formation de grains

- Silicates O/C >1- SiC et carbone O/C<1

Cliché: Hubble ST/NASA

La matière « solide » dans une galaxie: poussières interstellaires

Cliché: Hubble ST/NASA

Cliché: Hubble ST/NASA

Le Spectre Électro-Magnétique

5 10

9 10

11 10

13 10

17 10

Radio Micro Infra-Rouge.

lointain; proche

Ultra-Violet Rx R

15 10

Visible

Rouge Orange Jaune Vert Bleu Violet 14 4,3 4,8 5,2 5,7 6,4 7, 10

3km 30cm 3mm 0,03mm 300nm 3nm 3pm

E=h.c/E=h.c/λλ hh = E = E

La lumière est émise ou absorbée

IR

Visible

Ultraviolet

2175 A

UV lointain

La courbe d’extinction interstellaire: caractéristique générale de la Galaxie

Extinction = diffusion+absorption

Rougissement

Molécules observées (gaz)

Atomes, ions

Nébuleuse d’Orion: la Tête de Cheval

Molécules détectées dans le MIS et les enveloppes circumstellaires: Gaz et SolideComposés hydrogénéesH2, HD, H3+, H2D+Chaînes et cycles carbonésCH CH+ C2 CH2 CCH C3CH3 C2H2 l-C3H c-C3H CH4 C4C-C3H2 l-C3H2 C4H C5 C2H4 C5Hl-H2C4 HC4H CH3CCH C6H C6H2 HC6H

C7H CH3C4H C8H C6H6 Composés contenant H, O, COH CO CO+ H2O HCOHCO+ HOC+ C2O CO2 H3O+HOCO+ H2CO C3O HCOOH CH2COH2COH+ CH3OH CH2CHO HC2CHO C3OCH3CHO c-C2H4O CH3OCHO CH2OHCHO CH3COOHCH3CHOH (CH3)2O CH3CH2OH (CH3)2CO HOCH2CH2OHC2H5OCH3 Composé contenant H, C, NNH CN NH2 HCN HNC N2H+NH3 HCNH+ H2CN HCCN C3N CH2CNCH2NH HC3N HC2NC NH2CN C3NH CH3CNCH3NC HC3NH+ C3N CH3NH2 C2H3CN HC5NCH3C3N C2H5CN HC7N CH3C5N HC9N HC11NComposés contenant H, O, C, N NO HNO N20 HNCO NH2CHO (?), (NH2)2CO (?) CH2COOHNH2 (?)Composés soufré, silicés et autres espècesSH CS SO SO+ NS SiH SiC SiN SiO SiS HCl NaCN MgCN MgNCH2CS HNCS C3S c-SiC3 NaCl AlCl KClHF AlF CP PN H2S C2S SO2OCS HCS+ c-SC2 SiCN SiH4 SiC4 CH3SHC5S FeO AlNC

formamide, urée, glycine

Grande détectivité des moléculesdans le gaz NX~10-8/10-15 NH2

Conditions physiques du gazT (K), P, ionisationMesures des constantes de vitesseModélisation

Molécules solides (glaces « sales »)très abondantes NX~10-5/10-6 nH2

détectivité médiocre (S/N, confusion)

Chimie en phase solideSimulations en laboratoire

+ molécules deutérées

Nuages Nuages SombresSombres

Ions Moléculaires

Atomes, H2 (grains)

Ions atomiques Molécules

CR, h

e- CR , H3+CR, h

H2 ...

H3+

Poussières Glaces Réactions de

surface et photo-chimie

Rayons Cosmiques (CR), h secondaires ne/nH ~10-8

Tgas ~ Td ~ 10 K, nH ~ 104 cm-3

H2O, NH3, CO2..

Accretionng~10-12nH

Absorption vers le Centre Galactiquevs Météorite de Murchison

Les différentes formes moléculaires du carbone

Simulations en laboratoire:comparaison directe entreles spectres astronomiqueset ceux obtenus en laboratoire

 Protoétoile 

IR

Grain IS

Filmde glaces

10 K

DétecteurSatellite

Gaz

Globar

Lampe UV

Nuage Moléculaire

10 K

1000 K

Technique utilisée: Spectroscopied’espèces réactives en matricesde gaz rares (d’Hendecourt et Dartois, 2001)

Le satellite européen ISO

Le télescope (60 m de ISO)

Spectre d’Absorption de la Glace et des Silicates(NGC 7538 IRS9) observé par ISO *

* Whittet, et al., Astron. Astrophys. 315 (1996) L357-L360

XCN

Cœur silicaté

Glace de composés volatils :H2O, CO, NH3, CH4,

Composés carbonés

< 1m10 < T < 100 K

Grain Interstellaire: modèle simple

Simulations en laboratoire:comparaison directe entreles spectres astronomiqueset ceux obtenus en laboratoire

 Protoétoile 

IR

Grain IS

Filmde glaces

10 K

DétecteurSatellite

Gaz

Globar

Lampe UV

Nuage Moléculaire

10 K

1000 K

Technique utilisée: Spectroscopied’espèces réactives en matricesde gaz rares (d’Hendecourt et Dartois, 2001)

Mélanges gazeux:

H2O/CO/NH3/CH4/

Source UV

Spectromètre IR

Vide

Fenêtre froide

10K-200K

Expérience de Simulation en Laboratoire

Une vue « simple d’une simulation en laboratoire

Spectre labo

RAFGL 7009S

H20H2O

H2O

H2O

CO2

CO2

CH4

silicates

CO

(d’Hendecourt et al, 1996)

Un film de glaces sales H2O/CO/CH4/NH3 at 10 K + photolyse UV)

33333

H2CO

Évolution des Glaces Interstellaires

Comparison avec les observations astronomiques

(Raunie, Chiavassar et al, 2004)

a) VUV products of irradiated HNCOb) Ammonia hydratec) is a+bd) SWS AOT1 spectrume) SWS AOT6 spectrum

Evolution vers le résidu organique: détection de nombreux acides aminés

Traitement: extraction par hydrolyse HCl, dérivatisation et analyse GCMS

(Munoz-Caro et al, 2003, Bernstein et al, 2003)

De la Chimie du Milieu Interstellaire à la Chimie du Vivant : à la Recherche des « Briques de la Vie »

Acides aminés

Bases pyrimidiques et puriques

Sucre(s)

Acide gras

Eau

Minéraux

Molécules prébiotiques

VieVie

?

Les molécules chiralesLes molécules chirales

énantiomères

Br

CH3CH3CH2

Ph

miroir

Br

CH3 PhCH2CH3

][][

][][

DL

DLeeL

Excès énantiomérique :eeL 0 : [D] [L] mélange racémique

eeL 0 : pouvoir rotatoire non nul

Chiral-MICMOC (IAS): Synthèse d’acides aminés chiraux sous CPLsur SU5 (LURE)

(Nuevo et al, 2006)

Photolyse asymétrique de la Leucine en phase solide, obtenue par l’utilisationdu rayonnement UV synchrotron CPLsur le LURE

Meierenrich, Nahon, Alcaraz, Bredehoft, Hoffman, Barbier et Brack (2005)

Spectre VUV-CD de la Leucine (a)Flux spectral de la ligne SU5 (b)

e.e. = 2.6 %

Analyse GCMS du résultat de l’irradiation par UV-CPL (a) et UV non CPL (b):résultats semblables et choix des deux molécules chirales (alanine et DAP)

(Nuevo et al, 2006)

Excès énantiomériques mesurés dans des météorites comparés aux expériences CPL/EPL

Chiral_MICMOC sur SOLEIL en 2007 (flux UV x 100 !

Une nébuleuse « primitive » en évolution ?

C:liché Hubble-ST, NASA

Arrivée de la matière interstellaire « chez nous »: les comètes?

La comète Schwassman-Wachman 3 vue par Hubble: fragmentation

Cliché Hubble-ST, NASA

La mission NASA, Stardust et son aerogel, piège à poussières cosmiques

La comète Wild 2 (Stardust)

Clichés NASA

Une poussière interplanétaire (~10 micromètres)

Origine de la Vie ?

Matériau prébiotique universel? OuiEau OuiPlanètes extrasolaires Oui

Mais…

Conditions initiales précises ?Divergence des scénarios Venus, la Terre Mars – Multiplicité des mondesPossibilité d’attracteurs ? Lois de la complexité

La Vie se comporte t elle comme un attracteur ?

Paradoxe de Fermi: mythe ou réalité

Vie ou vie… à chacun sa réponse

Merci aux Marseillais !

Philippe Lamy, LAM, Marseille, Thèse en 1976/78 !

Thierry Chiavassa, Fabien Borget, Jean-Pierre Aycard, PIIM, Université de Provence, Collaboration dans le domaine de la Chimie