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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
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