gaz
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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 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 Reactions nucléaires Fe – DE !!! (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. = E E=h.c/λ Rouge Orange Jaune Vert Bleu Violet 14 4,3 4,8 5,2 5,7 6,4 7, 10 Visible Radio Micro 5 10 9 10 3km 30cm Infra-Rouge. lointain; proche 11 13 10 10 3mm La lumière est émise ou absorbée 0,03mm Ultra-Violet 15 10 300nm Rx R 17 10 3nm 3pm 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+ Grande détectivité des molécules dans le gaz NX~10-8/10-15 NH2 Chaînes et cycles carbonés CH CH3 C-C3H2 l-H2C4 CH+ C2H2 l-C3H2 HC4H C2 l-C3H C4H CH3CCH CH2 c-C3H C5 C6H C7H CH3C4H C8H C6H6 CCH CH4 C2H4 C6H2 C3 C4 C5H HC6H Conditions physiques du gaz T (K), P, ionisation Mesures des constantes de vitesse Modélisation Composés contenant H, O, C OH CO HCO+ HOC+ HOCO+ H2CO H2COH+ CH3OH CH3CHO c-C2H4O CH3CHOH (CH3)2O C2H5OCH3 CO+ C2O C3O CH2CHO CH3OCHO CH3CH2OH H2O CO2 HCOOH HC2CHO CH2OHCHO (CH3)2CO HCO H3O+ CH2CO C3O CH3COOH HOCH2CH2OH Composé contenant H, C, N NH NH3 CH2NH CH3NC CH3C3N CN HCNH+ HC3N HC3NH+ C2H5CN NH2 HCN HNC N2H+ H2CN HCCN C3N CH2CN HC2NC NH2CN C3NH CH3CN C3N CH3NH2 C2H3CN HC5N HC7N CH3C5N HC9N HC11N Molécules solides (glaces « sales ») très abondantes NX~10-5/10-6 nH2 détectivité médiocre (S/N, confusion) Chimie en phase solide Simulations en laboratoire Composés contenant H, O, C, N NO HNO N20 HNCO NH2CHO (?), (NH2)2CO (?) CH2COOHNH2 (?) Composés soufré, silicés et autres espèces SH CS SO SiN SiO SiS H2CS HNCS C3S HF AlF CP OCS HCS+ c-SC2 C5S FeO AlNC SO+ HCl c-SiC3 PN SiCN NS NaCN NaCl H2S SiH4 SiH SiC MgCN MgNC AlCl KCl C2S SO2 SiC4 CH3SH + molécules deutérées formamide, urée, glycine Tgas ~ Td ~ 10 K, nH ~ 104 cm-3 Nuages Sombres ne/nH ~10-8 Rayons Cosmiques (CR), h secondaires H3+ Atomes, H2 (grains) e- H2 ... Ions Moléculaires CR, h Ions atomiques CR , H3+ Molécules Accretion ng~10-12nH CR, h Réactions de surface et photo-chimie Poussières Glaces 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 Lampe UV Technique utilisée: Spectroscopie d’espèces réactives en matrices de gaz rares (d’Hendecourt et Dartois, 2001) 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 Glace de composés volatils : H2O, CO, NH3, CH4, Composés carbonés Cœur silicaté 10 < T < 100 K < 1mm 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 Expérience de Simulation en Laboratoire Mélanges gazeux: Vide H2O/CO/NH3/CH4/ Spectromètre IR 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 H2O CO2 H2CO Spectre labo silicates RAFGL 7009S 3333 (d’Hendecourt et al, 1996) Évolution des Glaces Interstellaires Comparison avec les observations astronomiques a) 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 Br Br CH3CH2 Ph H3C CH3 Ph CH2CH3 miroir énantiomères Excès énantiomérique : [ L] [ D ] eeL [ L] [ D ] 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) Origine de la Vie ? Matériau prébiotique universel? Eau Planètes extrasolaires Oui Oui 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
