Naissance des premières molécules organiques complexes

Présentation au sujet: "Naissance des premières molécules organiques complexes"— Transcription de la présentation:

1 Naissance des premières molécules organiques complexes
Chimie organique induite dans des glaces Apport des expériences en laboratoire A. Lafosse Laboratoire des Collisions Atomiques et Moléculaires Université Paris-Sud 11 - CNRS, Orsay (France) 07/12/06

2 Plan Les molécules dans le milieu interstellaire
Les glaces moléculaires & leur évolution chimique Les conditions pour les simulations expérimentales Une galerie de processus chimiques Réactions acide-base Irradiation par de l’hydrogène atomique H Irradiation par des particules énergétiques Conclusion

3 Abondances chimiques dans le milieu interstellaire
Ne, Si, Mg, S (0,002%) (8:3:3:2) Tous les autres éléments (0,02 %) H (93,38 %) O:C:N (0,11%) (7:3:1) He (6,49%) R.I. Kaiser Chem. Rev. 2002, 102, J.M. Greenberg, Surf. Sci. 2002, 500, 793

4 Molécules observées en phase gazeuse dans le milieu interstellaire

5

6

7 Existe-t-il d’autres molécules ?
Comment ces molécules sont elles formées ? Sucre: glycolaldéhyde Acide Aminé: glycine

8 Vue d’artiste du système IRS 46
Disque circumstellaire entourant une étoile jeune (de caractéristiques proches de celles du Soleil) Lieu et matrice de formation d’un système de planètes Credit: NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC)

9 Ingrédients de base disponibles pour la formation d’ADN & de protéines
HCN C2H2 CO2

10 Pour comprendre & interpréter les observations : des expérience de laboratoire & simulations numériques Observations terrestres Observations spatiales Principalement dans la phase gazeuse (absorption, émission) Observation des grains de poussière interstellaires : en absorption par des prélèvements (délicat !)

11 Domaines spectroscopiques et transitions moléculaires

12 ISO Téléscopes spatiaux
( )

13 Star dust Février 1999 - Janvier 2006

14

15 Système évolutif sur 105-108 années
Milieu diffus Nuage dense Mort de l’étoile et éjection de matière Formation des étoiles et planètes

16 Principaux environnements interstellaires - Paramètres physiques
R.I. Kaiser Chem. Rev. 2002, 102, N. Watanabe & A. Kouchi, Progress in Surf. Science 2008, 83,

17 Jeune étoile massive en formation
Couleur bleue : résultat de la diffusion de la lumière sur les grains de poussière Jeune étoile massive en formation NGC La nébuleuse de l’Iris (constellation de Céphée, 1300 années-lumière)

18 Nuages moléculaires ou nuages denses
Gaz moléculaire Poussières T ~ K Densité ~ cm-3 Vie ~ ans

19 Les grains de poussière
~ 0,1 mm Matière carbonée Silicates

20 Manteaux de glace des grains interstellaires
Accrétion lente à basse température 1 collision par jour par grain = 1 molécule adsorbée par jour par grain Temps total d’accrétion ~105 années Accrétion lente par adsorption de la phase gazeuse H. Fraser et al., Review Scientific Instrument 2002, 73, 2161 N. Watanabe & A. Kouchi, Progress in Surf. Science 2008, 83,

21 Spectre d’absorption IR de glace interstellaire – W33A
E. Gibb, Astrophysical J. 2000, 536,

22 Manteaux de glace des grains interstellaires
Glaces également présentes dans le système solaire: Manteaux de glace des satellites de Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune et des comètes Palumbo et al. Journal of Physics: Conf. Series 2008, 101,

23 Manteaux de glace - Evolution
Temps d’exposition du manteau de glace: ans Rayons cosmiques Photons UV Traitement thermique Désorption H. Fraser et al., Review Scientific Instrument 2002, 73, 2161

24 Exposition à des rayonnements énergétiques
Palumbo et al. Journal of Physics: Conf. Series 2008, 101,

25 Réactions de surface Les abondances observées pour certaines molécules importantes (y compris H2) ne peuvent être expliquées par une chimie uniquement en phase gazeuse.  Réactions de surface jouent un rôle crucial dans l’évolution chimique Interaction des réactifs sur une longue période :  mise en présence par accrétion à basse température et éventuellement migration  exposition aux traitements thermiques et à l’irradiation par des particules énergétiques L’énergie de réaction en excès peut être dissipée La surface joue un rôle catalytique réduisant les barrières d’activation N. Watanabe & A. Kouchi, Progress in Surf. Science 2008, 83,

26 Réactions chimiques – aspects énergétiques
neutre/neutre Ea A + B ion/molécule radical/radical C + D Critère thermodynamique: exo- / endo-thermicité Critères cinétiques accrétion, migration/diffusion, réaction, désorption barrière d’activation k(T) a exp (-Ea/kT)  activation thermique / tunneling Effet catalytique de la surface

27 Processus menant à la formation de molécules complexes
GAZ CHIMIE DE SURFACE DESORPTION (SELECTIVE) SUBLIMATION Traitements énergétiques Action de photons UV ou de rayons cosmiques Atomes H Traitement thermique Dissociation Chimie induite thermiquement Addition Annealing Cristallisation Recombinaison Abstraction Réaction acide-base H2CO Polymérisation P. Ehrenfreund & S. Charnley, Ann. Rev. Astronomy & Astrophysics 2000, 38, R.I. Kaiser Chem. Rev. 2002, 102,

28 Simulation en laboratoire - les films de glace
P ~ Torr ~ 10 K – 100 K ~ 1-2 cm

29 Film de glace – Traitements & analyse
DT, UV, ions, atomes, e- désorption T↑ Résidu 300 K Glace I± N e- (M-)*# R• hn ~ 10 K – 100 K

30 Film de glace – Traitements & analyse
Identifier les produits formés au sein de la glace et les quantifier autant que possible  Analogues de glaces interstellaires Proposer des chemins réactionnels, et comprendre autant que possible les étapes élémentaires, analyser les espèces intermédiaires (comme les radicaux), analyser les particules réactives secondaires formées (photons, électrons de basse énergie)  Mélanges simples

31 Obtenir les expériences adaptées…
FORMOLISM – Université Cergy Pontoise

32 Obtenir les expériences adaptées…
Surface Astrophysics Experiment, The Nottingham Laboratory

33 Obtenir les expériences adaptées…
Electrons-Solides, Université Paris-Sud 11

34 Conditions expérimentales – T & P
Basses Températures  cryostat à hélium liquide (T(Hel) ~4,2 K)

35 Conditions expérimentales – T & P
Vide  enceintes à ultravide n = N/V = P /(kT) Degré de Vide Pression (Torr) Densité du gaz (molécules m-3 ) Libre parcours moyen (m) Temps / ML (s) Atmosphère 760 2 x 1025 7 x 10-8 10-9 Faible 1 3 x 1022 5 x 10-5 10-6 Moyen 10-3 3 x 1019 5 x 10-2 Haut 3 x 1016 50 Ultra 10-10 3 x 1012 5 x 105 104  Densité du gaz résiduelle suffisamment faible pour : (i) une bonne reproductibilité de préparation des glaces (ii) minimiser la pollution du film tout au long de l’étude Libre parcours moyen suffisamment grand pour : (i) utiliser des faisceaux de particules massiques pour irradier ou sonder le film de glace (ii) pouvoir détecter les particules massiques désorbant

36 Conditions expérimentales – Spectro. vibrationnelle
Analyse chimique directe des glaces  spectroscopie vibrationnelle (pas rotationnelle)

37 Spectroscopie vibrationnelle – spectro. infra-rouge
Spectroscopie d’absorption infrarouge (IRTF) Faisceau sonde : faisceau de lumière IR dont on mesure l’atténuation  Comparaison directe avec les observations effectuées avec les télescope spatiaux Fréquences des bandes & pics : identification des espèces Forme des bandes observées : phase, morphologie de la glace Forme des pics observées : domaine de température du milieu sondé  Données quantitatives (densités de colonne, constante de réaction…) permettant d’alimenter les programmes de simulation numérique Spectroscopie haute résolution de perte d’énergie d’électrons (HREELS) Faisceau sonde : faisceau d’e- dont on mesure la perte d’énergie Uniquement pour les études de laboratoire Moins de résolution, mais une forte sensibilité  Données qualitatives sur les chemins réactionnels potentiels

38 Spectre d’absorption infrarouge de l’eau amorphe
n(OH) H2O 16 K d(H2O) M.E. Palumbo, J. Phys.: Conf. Series 2005, 6,

39 Conditions expérimentales
Analyse chimique indirecte des glaces analyse en masse des composés neutres ou ioniques désorbant sous l’effet d’un traitement thermique ou d’une irradiation par des rayonnements ionisants Analyse chimique des résidus non volatiles retour à température ambiante dissolution dans un solvant analyse par chromatographie en phase gazeuse

40 Processus menant à la formation de molécules complexes
GAZ CHIMIE DE SURFACE DESORPTION (SELECTIVE) SUBLIMATION Traitements énergétiques Action de photons UV ou de rayons cosmiques Atomes H Traitement thermique Dissociation Chimie induite thermiquement Addition Annealing Cristallisation Recombinaison Abstraction Réaction acide-base H2CO Polymérisation P. Ehrenfreund & S. Charnley, Ann. Rev. Astronomy & Astrophysics 2000, 38, R.I. Kaiser Chem. Rev. 2002, 102,

41 Réaction acide-base spontanée et assistée thermiqt
NH4+OCN- OCN- NH4+ Réaction acide-base spontanée et assistée thermiqt HNCO/NH3, 160K HNCO/NH3, 120K HNCO/NH3, 30K HNCO/NH3, 10K (1:10) HCNO NH3 Raunier et al., Chem. Phys. Lett. 2003, 368, 594

42 Réaction acide-base - HNCO/NH3 : (1:10)
À 10 K : réaction acide-base spontanée Effet de solvatation Jusqu’à 120 K : Migration de NH3 (mobilité augmentée thermiquement) A 125 K : Désorption de NH3 Raunier et al., Chem. Phys. Lett. 2003, 368, 594

43 Processus menant à la formation de molécules complexes
GAZ CHIMIE DE SURFACE DESORPTION (SELECTIVE) SUBLIMATION Traitements énergétiques Action de photons UV ou de rayons cosmiques Atomes H Traitement thermique Dissociation Chimie induite thermiquement Addition Annealing Cristallisation Recombinaison Abstraction Réaction acide-base H2CO Polymérisation P. Ehrenfreund & S. Charnley, Ann. Rev. Astronomy & Astrophysics 2000, 38, R.I. Kaiser Chem. Rev. 2002, 102,

44 Réactions d’addition d’hydrogène atomique H
CO/H2Oamorphe 15 K N. Watanabe, A. Kouchi / Progress in Surface Science 83 (2008) 439–489

45 Réactions d’addition d’hydrogène atomique H
H ”froid” CO/H2Oamorphe 15 K N. Watanabe, A. Kouchi / Progress in Surface Science 83 (2008) 439–489

46 Réactions d’addition d’hydrogène atomique H
N. Watanabe, A. Kouchi / Progress in Surface Science 83 (2008) 439–489

47 Formation de l’eau H2O – Mécanismes proposés
N. Watanabe, A. Kouchi / Progress in Surface Science 83 (2008) 439–489

48 Processus menant à la formation de molécules complexes
GAZ CHIMIE DE SURFACE DESORPTION (SELECTIVE) SUBLIMATION Traitements énergétiques Action de photons UV ou de rayons cosmiques Atomes H Traitement thermique  Comparaison avec des observations  Recherche des étapes élémentaires et proposition de mécanismes réactionnels  Analyse de résidus non volatiles Dissociation Chimie induite thermiquement Addition Annealing Cristallisation Recombinaison Abstraction Réaction acide-base H2CO Polymérisation P. Ehrenfreund & S. Charnley, Ann. Rev. Astronomy & Astrophysics 2000, 38, R.I. Kaiser Chem. Rev. 2002, 102,

49 Glaces pures irradiées par des protons énergétiques
H+(200 keV, 1, ions/cm2) n nas n CO 16 K Palumbo, Proceedings, Molecules in Space & Laboratory, Paris, 2007

50 Analogues irradiés par des ions Ar++ énergétiques
N2O CO2 HCN/CN- CO OCN- HNCO Ar++(60 keV, 12 eV / 16 amu) H2O:CH4:N2 (1:1:1) 16 K Palumbo et al. Journal of Physics: Conference Series 101 (2008)

51 Analogues irradiés par des ions Ar++ énergétiques - 2
Palumbo et al. Journal of Physics: Conference Series 101 (2008)

52 Processus menant à la formation de molécules complexes
GAZ CHIMIE DE SURFACE DESORPTION (SELECTIVE) SUBLIMATION Traitements énergétiques Action de photons UV ou de rayons cosmiques Atomes H Traitement thermique  Comparaison avec des observations  Recherche des étapes élémentaires et proposition de mécanismes réactionnels  Analyse de résidus non volatiles Dissociation Chimie induite thermiquement Addition Annealing Cristallisation Recombinaison Abstraction Réaction acide-base H2CO Polymérisation P. Ehrenfreund & S. Charnley, Ann. Rev. Astronomy & Astrophysics 2000, 38, R.I. Kaiser Chem. Rev. 2002, 102,

53 Mélanges simples - recherche de mécanismes réactionnels
Formation d’acie carbamique H2N-COOH et de ses dérivés, notamment le carbamate d’ammonium NH2COO- NH4+ NH3 : CO2 ~ 30 K e- (< 20 eV) H+ (1 MeV) Depôt à T ~ 195 K e- (100 eV - 1 keV) T ~ 140 K R.K. Khanna et al. Spectrochim. Acta A 1999, 55, 961 D.L. Frasco Chem. Phys. 1964, 41, 2134 M. Bertin et al. PCCP 2009, 11, 1838

54 CO2:NH3 (s) –réaction spontanée négligeable at ~30 K

55 CO2:NH3 (s) – réactivité induite par des électrons de 20 eV

56 CO2:NH3 (s) – dépendance en Eirr & traitement thermique

57 CO2:NH3 (s) – Proposition de mécanismes de formation
E (eV) 2.5 5 6 9 11 15 20 Formation de l’acide carbamique Activation thermique requise (activation/mobilité) 7 Müller et al. JChemPhys (92) Sharp et al. JChemPhys (69) Lachgar PhD thesis (00) •NH + 2H• •NH2 + H• NH3+ H- + NH2+ O- + CO+ CO2+ H- + •NH2 H• + NH2- O- + CO Chantry JChemPhys (72) Huels et al. JChemPhys (95)

58 Processus menant à la formation de molécules complexes
GAZ CHIMIE DE SURFACE DESORPTION (SELECTIVE) SUBLIMATION Traitements énergétiques Action de photons UV ou de rayons cosmiques Atomes H Traitement thermique  Comparaison avec des observations  Recherche des étapes élémentaires et proposition de mécanismes réactionnels  Analyse de résidus non volatiles Dissociation Chimie induite thermiquement Addition Annealing Cristallisation Recombinaison Abstraction Réaction acide-base H2CO Polymérisation P. Ehrenfreund & S. Charnley, Ann. Rev. Astronomy & Astrophysics 2000, 38, R.I. Kaiser Chem. Rev. 2002, 102,

59 Photosynthèse d’acides aminés au sein d’analogues de galces interstellaires
UV photons hn = 7.3 – 10.5 eV H2O:CH3OH:NH3:CO:CO2 Photosynthèse de 16 acides aminés G. M. Muñoz Caro et al., Nature 2002, 416,

60 Conclusion Observation & interprétation des spectres mesurés
Multitudes des processus & réactions à prendre en compte Simulations expérimentales en laboratoire Simulations numériques quantiques ab initio et de dynamique moléculaire Données pour les modèles de prévision d’évolution chimiques