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 H, He, D, Li Tous les éléments qui nous constituent sont formés dans les étoiles

Une galaxie vue de « dessus »

Formation d’une étoile: effondrement gravitationnel PV = kT Vi ~ AL3 Ti ~10 K BOUM ! Compression gravitationnelle Supernova Vf ~ 32 sL3 !!! Tf ~ 107/8 K Fe – DE !!! Reactions nucléaires (H+H+H+H) He + DE C, O, N,…X,+DE

La mort d’une étoile: (1) la Supernova Nébuleuse du Crabe Tous les éléments sont éjectés (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

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

Cliché: Hubble ST/NASA

Cliché: Hubble ST/NASA

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

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

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

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 Grande détectivité des molécules dans le gaz NX~10-8/10-15 NH2 Conditions physiques du gaz T (K), P, ionisation Mesures des constantes de vitesse Modélisation Molécules solides (glaces « sales ») très abondantes NX~10-5/10-6 nH2 détectivité médiocre (S/N, confusion) Chimie en phase solide Simulations en laboratoire formamide, urée, glycine + molécules deutérées

Nuages Sombres Tgas ~ Td ~ 10 K, nH ~ 104 cm-3 Rayons Cosmiques (CR), h secondaires ne/nH ~10-8 H3+ Atomes, H2 (grains) Ions Moléculaires CR, hn CR , H3+ e- H2 ... Accretion ng~10-12nH Ions atomiques Molécules CR, hn Poussières Glaces Réactions de surface et photo-chimie H2O, NH3, CO2..

Absorption vers le Centre Galactiquevs Météorite de Murchison

Les différentes formes moléculaires du carbone

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

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

Grain Interstellaire: modèle simple Cœur silicaté Glace de composés volatils : H2O, CO, NH3, CH4, Composés carbonés < 1mm 10 < T < 100 K

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

Vide Expérience de Simulation en Laboratoire Source UV Mélanges gazeux: H2O/CO/NH3/CH4/ Spectromètre IR Source UV Fenêtre froide 10K-200K

Une vue « simple d’une simulation en laboratoire Un film de glaces sales H2O/CO/CH4/NH3 at 10 K + photolyse UV) H2O H20 CH4 CO2 H2O CO H2CO CO2 H2O Spectre labo silicates RAFGL 7009S 3 3 3 3 3 (d’Hendecourt et al, 1996)

Évolution des Glaces Interstellaires

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

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 Vie ?

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

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

Spectre VUV-CD de la Leucine (a) Flux spectral de la ligne SU5 (b) Photolyse asymétrique de la Leucine en phase solide, obtenue par l’utilisation du rayonnement UV synchrotron CPL sur le LURE e.e. = 2.6 % Meierenrich, Nahon, Alcaraz, Bredehoft, Hoffman, Barbier et Brack (2005)

(Nuevo et al, 2006) 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)

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)

Vie ou vie… à chacun sa réponse 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

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