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Chimie Interstellaire Chimie des origines ? Louis d’Hendecourt « Astrochimie Expérimentale » Institut d’Astrophysique Spatiale, Orsay, France.

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1 Chimie Interstellaire Chimie des origines ? Louis d’Hendecourt « Astrochimie Expérimentale » Institut d’Astrophysique Spatiale, Orsay, France

2 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 ?

3 Les abondances « cosmiques » : le matériau de base H, He - 100, 10 - pas condensables - gaz interstellaire - H 2, He - étoiles physique du gaz (P, T, n H ) O, C, N partiellement condensables - H 2 O/CH 4 /NH 3 /CO/C - gaz/grains chimie organique (composition) Si, Mg,,Fe condensables - silicates (roches), grains interstellaires chimie minérale (catalyse) Autres condensables – grains cosmochimie (isotopes, nucléosynthèse)

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

5 Le modèle « standart » du Big-Bang: nucléosynthèse primordiale Tous les éléments qui nous constituent sont formés dans les étoiles H, He, D, Li

6 Une galaxie vue de « dessus »

7 Formation d’une étoile: effondrement gravitationnel PV = kT Vi ~ AL 3 Ti ~10 K Compression gravitationnelle Vf ~ 32 sL 3 !!! Tf ~ 10 7/8 K Reactions nucléaires (H+H+H+H) He +  EC, O, N,…X,+  E Fe –  E !!! Supernova BOUM !

8 La mort d’une étoile: (1) la Supernova Nébuleuse du Crabe Tous les éléments sont éjectés (gaz), pas de grains

9 Restes de Supernova dans notre Galaxie Cliché: Hubble ST/NASA

10 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

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12 Cliché: Hubble ST/NASA La matière « solide » dans une galaxie: poussières interstellaires

13 Cliché: Hubble ST/NASA

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15 Le Spectre Électro-Magnétique E=h.c/λ h  = E La lumière est émise ou absorbée

16 IR Visible Ultraviolet 2175 A UV lointain La courbe d’extinction interstellaire: caractéristique générale de la Galaxie

17 Extinction = diffusion+absorption Rougissement Molécules observées (gaz) Atomes, ions Nébuleuse d’Orion: la Tête de Cheval

18 Molécules détectées dans le MIS et les enveloppes circumstellaires: Gaz et Solide Composés hydrogénées H2, HD, H3+, H2D+ Chaînes et cycles carbonés CH CH+ C2 CH2 CCH C3 CH3 C2H2 l-C3H c-C3H CH4 C4 C-C3H2 l-C3H2 C4H C5 C2H4 C5H l-H2C4 HC4H CH3CCH C6H C6H2 HC6H C7H CH3C4H C8H C6H6 Composés contenant H, O, C OH CO CO+ H2O HCO HCO+ HOC+ C2O CO2 H3O+ HOCO+ H2CO C3O HCOOH CH2CO H2COH+ CH3OH CH2CHO HC2CHO C3O CH3CHO c-C2H4O CH3OCHO CH2OHCHO CH3COOH CH3CHOH (CH3)2O CH3CH2OH (CH3)2CO HOCH2CH2OH C2H5OCH3 Composé contenant H, C, N NH CN NH2 HCN HNC N2H+ NH3 HCNH+ H2CN HCCN C3N CH2CN CH2NH HC3N HC2NC NH2CN C3NH CH3CN CH3NC HC3NH+ C3N CH3NH2 C2H3CN HC5N CH3C3N C2H5CN HC7N CH3C5N HC9N HC11N Composés contenant H, O, C, N NO HNO N20 HNCO NH2CHO (?), (NH2)2CO (?) CH2COOHNH2 (?) Composés soufré, silicés et autres espèces SH CS SO SO+ NS SiH SiC SiN SiO SiS HCl NaCN MgCN MgNC H2CS HNCS C3S c-SiC3 NaCl AlCl KCl HF AlF CP PN H2S C2S SO2 OCS HCS+ c-SC2 SiCN SiH4 SiC4 CH3SH C5S FeO AlNC formamide, urée, glycine Grande détectivité des molécules dans le gaz N X ~10 -8 / NH 2 Conditions physiques du gaz T (K), P, ionisation Mesures des constantes de vitesse Modélisation Molécules solides (glaces « sales ») très abondantes N X ~10-5/10 -6 nH 2 détectivité médiocre (S/N, confusion) Chimie en phase solide Simulations en laboratoire + molécules deutérées

19 Nuages Sombres Ions Moléculaires Atomes, H2 (grains) Ions atomiquesMolécules CR, h e-e- CR, H 3 + CR, h H 2... H3+H3+ Poussières Glaces Réactions de surface et photo-chimie Rayons Cosmiques (CR), h secondairesn e /n H ~10 -8 T gas ~ T d ~ 10 K, n H ~ 10 4 cm -3 H 2 O, NH 3, CO 2.. Accretion n g ~ n H

20 Absorption vers le Centre Galactiquevs Météorite de Murchison

21 Les différentes formes moléculaires du carbone

22 Simulations en laboratoire: comparaison directe entre les spectres astronomiques et ceux obtenus en laboratoire Protoétoile IR Grain IS Film de glaces 10 K Détecteur Satellite Gaz Globar Lampe UV Nuage Moléculaire 10 K 1000 K Technique utilisée: Spectroscopie d’espèces réactives en matrices de gaz rares (d’Hendecourt et Dartois, 2001)

23 Le satellite européen ISO Le télescope (60 m de ISO)

24 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

25 Cœur silicaté Glace de composés volatils : H 2 O, CO, NH 3, CH 4, Composés carbonés < 1  m 10 < T < 100 K Grain Interstellaire: modèle simple

26 Simulations en laboratoire: comparaison directe entre les spectres astronomiques et ceux obtenus en laboratoire Protoétoile IR Grain IS Film de glaces 10 K Détecteur Satellite Gaz Globar Lampe UV Nuage Moléculaire 10 K 1000 K Technique utilisée: Spectroscopie d’espèces réactives en matrices de gaz rares (d’Hendecourt et Dartois, 2001)

27 Mélanges gazeux: H 2 O/CO/NH 3 /CH 4 / Source UV Spectromètre IR Vide Fenêtre froide 10K-200K Expérience de Simulation en Laboratoire

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30 Une vue « simple d’une simulation en laboratoire Spectre labo RAFGL 7009S H20 H2O CO2 CH4 silicates CO (d’Hendecourt et al, 1996) Un film de glaces sales H2O/CO/CH4/NH3 at 10 K + photolyse UV) H2CO

31 Évolution des Glaces Interstellaires

32 Comparison avec les observations astronomiques (Raunie, Chiavassar et al, 2004) a)VUV products of irradiated HNCO b) Ammonia hydrate c) is a+b d) SWS AOT1 spectrum e) SWS AOT6 spectrum

33 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)

34 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 Vie ?

35 Les molécules chirales énantiomères miroir Excès énantiomérique : ee L  0 : [D]  [L] mélange racémique ee L  0 : pouvoir rotatoire non nul

36 Chiral-MICMOC (IAS): Synthèse d’acides aminés chiraux sous CPL sur SU5 (LURE) (Nuevo et al, 2006)

37 Photolyse asymétrique de la Leucine en phase solide, obtenue par l’utilisation du rayonnement UV synchrotron CPL sur 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 %

38 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)

39 Excès énantiomériques mesurés dans des météorites comparés aux expériences CPL/EPL Chiral_MICMOC sur SOLEIL en 2007 (flux UV x 100 !

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41 Une nébuleuse « primitive » en évolution ? C:liché Hubble-ST, NASA

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

44 La comète Schwassman-Wachman 3 vue par Hubble: fragmentation Cliché Hubble-ST, NASA

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

46 La comète Wild 2 (Stardust) Clichés NASA

47 Une poussière interplanétaire (~10 micromètres)

48 Origine de la Vie ? Matériau prébiotique universel? Oui Eau Oui Planètes extrasolaires Oui Mais… Conditions initiales précises ? Divergence des scénarios Venus, la Terre Mars – Multiplicité des mondes Possibilité 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

49 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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