Photochimie des glaces interstellaires,
complexité moléculaire
et chiralité
Louis Le Sergeant d’Hendecourt et Pierre Marcellus - ldh@ias.u-pasud.fr.
Institut d’Astrophysique Spatiale, « Astrochimie et Origines »,
Campus d’Orsay, Bât 121, 91405 Orsay, cedex
La
présence de très importantes quantités de glaces « sales » dans
le milieu interstellaire comme dans les comètes est un fait largement
reconnu depuis l’avènement
de la spectroscopie infrarouge en astronomie. Ces glaces peuvent être étudiées
en laboratoire, en particulier pour identifier des mélanges et interpréter
qualitativement et quantitativement les spectres astrophysiques, une approche
utilisée
dés le début des années 1980. Cependant, ces glaces
sont constamment irradiées
par des processus énergétiques toujours présents dans
le milieu interstellaire (rayonnement cosmique, ultraviolet). Il s’ensuit
une chimie très complexe qui, même en laboratoire
sous des conditions contrôlées, reste assez empirique. La difficulté d’observer
des molécules nouvelles, peu abondantes mais importantes pour l’évolution
chimique, a conduit à étudier
ces glaces et leur évolution, indépendamment des observations
astrophysiques directes. En quelque sorte, on peut considérer ce type
d’expériences comme
une expérience de Miller généralisée à la
Galaxie entière, d’où sa
potentielle importance en terme de «
prébioticité ». De récentes analyses des résidus
organiques ont montré l’originalité et
la cohérence de cette approche dans le domaine prébiotique
mais ce potentiel reste mal exploité, en particulier car il est difficile,
par exemple, d’établir un
lien certain entre cette chimie interstellaire, météoritique
et prébiotique sur une
surface de planète tellurique. Cette présentation permettra
de faire le point sur les derniers résultats,
sur la présence de molécules chirales au sein de ces résidus
organiques et de souligner l’importance de la possibilité de
faire apparaître par ces processus des excès énantiomériques
tels que ceux mesurés dans les météorites.
Référence : « Intérêt prébiotique de la photochimie des glaces interstellaires/précométaires en laboratoire », Thèse Université Paris-Sud, 1er Octobre 2010
Fig. 1. Molécules détectées dans le milieu interstellaire et les enveloppes circumstellaires : gaz et solide
Flèche jaune : ces composés sont-ils des précurseurs de la formamide, l'urée, la glycine ?
6/
Contrairement à l'idée
que l'on s'en fait communément, l'espace qui réside entre
les étoiles, le "MIS" (milieu
interstellaire) des spécialistes, est loin d'être
vide et inactif. Même si son fonctionnement est encore bien mystérieux,
les scientifiques qui l'étudient selon
des approches variées
se rendent compte de son rôle très important. Il y a 13
milliards d'années,
les
nébuleuses primordiales constituées
d'hydrogène,
avec une faible proportion d'hélium, de deutérium et de
lithium, produits
peu après le Big
Bang, ont commencé à se concentrer localement
jusqu'à ce que
les premières étoiles s'allument par fusion nucléaire
de ces gaz, une réaction qui a engendré pendant leur fonctionnement
la nucléosynthèse d'éléments
plus lourds. Une
fois consommé tout leur combustible, elles ont fini par s'éteindre,
répandant
une partie de leur contenu
dans l'espace, tandis que d'autres étoiles
apparaissaient. Les nébuleuses se sont ainsi enrichies
progressivement en éléments de plus en plus lourds qui
ont aussi alimenté
les générations suivantes d'étoiles jusqu'à former
des systèmes
planétaires comme le nôtre. Ce
sont ces mêmes éléments
issus du coeur des étoiles et répandus dans le MIS qui
constituent
actuellement la Terre et tous les
organismes vivants qui y résident. -
Photos :
Ces photos et quelques schémas qui suivent sont extraits d'une
présentation
PowerPoint de Louis d'Hendecourt faite à Marseille
en mai 2006 et diffusée sur Internet. Supernova du Crabe (à droite).
-
Les nébuleuses n'émettent
pas de lumière visible et apparaissent dans le ciel comme des
masses sombres et opaques, sauf si elles se trouvent à proximité d'étoiles
qui les
bombardent
de leur rayonnement et les excitent. Leur
composition n'a donc commencé
à être décelée qu'à partir
de la seconde moitié du XXe
siècle, avec l'avènement d'instruments captant le rayonnement
infrarouge et
les
ondes radio qui en émanaient.
On
a ainsi
découvert
qu'elles
contenaient non seulement des gaz, parmi lesquels on a décompté avec
surprise plus de 140 sortes de molécules,
mais
aussi des poussières solides
aux grains
minuscules de silicates ou composés carbonés
recouverts de "glaces
sales"
qui rayonnent
l'énergie reçue. Malgré (ou
peut-être
grâce à) l'état excessivement diffus et
raréfié de
la matière dans
ce milieu interstellaire, malgré des températures
proches du zéro
absolu et
malgré un bombardement
par des
rayons très énergétiques (ultraviolet,
X, gamma) à proximité des étoiles,
des molécules complexes, y
compris des molécules "organiques",
arrivent à s'assembler
par l'interaction, semble-t-il, de
ces trois éléments, les gaz, les grains et le
rayonnement. - Schéma :
Composition d'un grain interstellaire. -
Toutefois,
et c'est vrai pour toutes les sciences, l'observation brute ne sert à rien
si l'on ne se donne pas les clés d'interprétation. L'exploitation
et l'analyse des données ne peuvent se faire qu'en les intégrant
dans un cadre explicatif. C'est
ainsi que les chercheurs tentent de reproduire les phénomènes
par modélisation informatique
en introduisant des hypothèses de départ et en simulant
les interactions possibles. D'autre part, ils expérimentent
en laboratoire et comparent leurs résultats à la réalité observée.
Parfois, c'est l'inverse qui se produit, les simulations et expériences
permettent de prédire des phénomènes. Dans ce
cas, les chercheurs conçoivent de nouveaux instruments qui vérifient
ces assertions en changeant les modes d'observation de l'espace interstellaire. -
Schéma extrait
d'une étude de l'Equipe Spectrométries et Dynamique Moléculaire
du CNRS :
Simulation de l'évolution de la matière organique
au sein d'anlogues de glace interstellaire. -
Les observations de la phase solide (des
grains de poussière dans les nébuleuses) s'effectuent par spectroscopie
infrarouge. On obtient ainsi des informations sur sa structure et son
identification
chimique
(chromophores)
par spectroscopie
vibrationnelle
d'absorption, MAIS...
la géométrie est limitée (source IR pour le continu),
il y a peu de lignes de visée, les interactions moléculaires
complexes s'effectuent dans les solides, la sensibilité est très
limitée à cause
de la prépondérance de l'eau H2O. Il
est donc indispensable d'utiliser et d'extrapoler des expériences
de laboratoire, car des identifications ne sont pas univoques. Le laboratoire
est l'"unique" moyen
d'accès à la
composition de la phase solide (astronomique). Ainsi,
dans
les années 80, Louis d’Hendecourt
développe une technique permettant de
générer des analogues des glaces recouvrant les grains
de poussière interstellaire, qui comportent une forte proportion
d'ammoniac NH3 et de méthanol CH3OH.
Devenu
directeur de recherche CNRS à l’Institut d’astrophysique
spatiale, il est à la tête d'un consortium réunissant
plusieurs équipes françaises. Dans
le dossier 'Bilan
et prospective' présenté en 2008 pour l'établissement
du Programme national de physique-chimie du milieu interstellaire se
trouve
une présentation de son projet intitulé 'Chiral-MICMOC'
(Matière
Interstellaire et Cométaire, Molécules Organiques Complexes)
dont voici des extraits. "Le
satellite ISO (Infrared
Space Observatory) de l'Agence Spatiale Européenne et la spectroscopie
des objets protostellaires enfouis ont procuré une bonne connaissance
globale de la composition physique et chimique des glaces interstellaires.
Selon
notre approche essentiellement empirique, les
glaces fabriquées
et déposées sur des fenêtres froides (10 – 20
K), suivant la méthode expérimentale 'isolation d’espèces
en matrice de gaz rares', sont ensuite irradiées et
réchauffées
et leur évolution spectrale comparée à d’éventuelles
observations. L'approche
est empirique, car la complexité initiale
de la glace (mélanges d'eau H2O, méthanol
CH3OH, monoxyde de carbone CO, dioxyde de carbone CO2, méthane
CH4, ammoniac NH3…) ne permet pas facilement
de comprendre les réactions moléculaires
et les différents chemins qui mènent à la formation
de molécules complexes et à proposer leur détection éventuelle.
- Schéma :
1/ Expérience de simulation en laboratoire. 2/ Validité de la
comparaison astro/labo/modèles. -
Nous
nous sommes donc plutôt intéressés à la
formation de résidus organiques que nous souhaitions caractériser à l’aide
de techniques analytiques de chimie par CGMS (chromatographie
gazeuse, spectrométrie
de masse), ce qui implique généralement de procéder à l’hydrolyse acide
des échantillons puis à leur dérivatisation pour
la détection de molécules d’intérêt
prébiotique (par exemple les acides aminés)." Dans
l'espace, la production de ces molécules nécessite 10 000
ans sous l'effet du rayonnement UV : les expériences de laboratoire
reproduisent le processus à un rythme considérablement accéléré et
permettent à Louis d’Hendecourt de déterminer
des spectres de référence. En effet, les
composés les plus simples comme CO (monoxyde
de carbone), CO2 (dioxyde de carbone), H2CO (formaldéhyde)
et CH4 (méthane) sont détectés dans presque
toutes les expériences à partir du moment où les
glaces irradiées contiennent les éléments requis.
Toutefois, lorsqu'il confronte ces spectres issus des expériences
en laboratoire à la réalité, celle-ci se révèle
bien plus complexe, car il se produit un phénomène
d'absorption qui
se manifeste par des bandes sur le spectre d'une nébuleuse
: des gaz, ou des poussières, absorbent une partie de l'énergie émise
qui n'arrive pas jusqu'à l'observateur (le télescope).
Quant à la spectroscopie des glaces, elle est encore plus difficile
car il y a déformation. - Schéma :
Spectre avec le spectromètre courtes longueurs d'ondes de l'ISO-SWS (S01)
de la source RAFGL 7009S (Revised Air Force Geophysics Laboratory : catalogue
d'objets astronomiques émettant
dans le domaine infrarouge) entre 2,5
et 18 microns
(en bas),
comparé
avec
un
spectre en laboratoire
d'un mélange de glaces à 10 K photolysées
H2O :CO:CH4:NH3:O2 = 10:2:1:1:1 (en haut). -
Les
chercheurs ignorent jusqu'à quel point les molécules organiques
se complexifient
à l'intérieur des nuages moléculaires et dans les
enveloppes stellaires. Ce qui est certain, c'est que les météorites
collectées sur Terre, et
plus précisément les chondrites carbonées, contiennent
des acides aminés,
certains inconnus sur Terre et d'autres correspondant à ceux qui
composent les protéines du vivant. Pour vérifier
la possibilité de synthèse d’acides
aminés dans les
conditions du milieu interstellaire, un mélange de glaces d’eau,
d’ammoniac, de méthanol, de monoxyde et de dioxyde de carbone
a été irradié au
Laboratoire d’astrophysique de Leyde aux
Pays-Bas, sous un vide
poussé de 10 puissance -7
mbar et une température
de -261 °C. Une fois revenus à la température ambiante,
les échantillons ont été analysés au Centre de
biophysique moléculaire du CNRS à Orléans (CBM).
Seize acides aminés
ont été identifiés, dont six (glycine, alanine, valine,
proline, serine, acide aspartique)
font
partie des
vingt acides aminés protéiques. Parallèlement,
six
acides aminés présents dans
la météorite de Murchison ont été exposés
aux
conditions de l’espace pendant quinze jours à bord de capsules
automatiques russes FOTON puis à bord de
la station MIR. Après trois mois en orbite terrestre, la moitié des
acides aminés ont été détruits.
Différentes protections minérales ont été utilisées,
une
argile, une poudre de basalte et une poudre de météorite. À épaisseur égale,
c’est la poudre de météorite qui
a présenté le meilleur pouvoir protecteur, à partir d’une épaisseur
de 5 µm.
- Schéma : Observations
ISO vers des protoétoiles (nuage moléculaire) - Spectres
: Elias 2-29, Protoétoile
(A un peu plus de 400 années-lumière,
dans la constellation d'Ophiuchus, la quadruple étoile Rho
Ophiuchi illumine des nuages de gaz et de poussières où naissent
de nouveaux soleils), R CrA (R Coronae Australis), étoile
de la famille des T Tauri, située à 500
années-lumière et
entourée d'une région
nébulaire très
riche, avec de nombreuses très jeunes étoiles,
ainsi que des objets de Herbig-Haro (jets de matière qui s'extraient
d'étoiles en formation). Les nébulosités doivent
leur éclat à la
réflexion de la lumière en provenance des diverses étoiles
présentes, GL 2136 (région de formation d'étoiles:
protoétoile dans sa phase de jets bipolaires, NGC7538 IRS9,
noyau dans un nuage où se forment des étoiles près de la Constellation:
Cassiopeia et en limite de Cepheus - Molécules
identifiées : H2O, Hydrate CH3OH, CO2, OCN-, CO, H2O, CH4OH, NH4+,
CH3, CH4OH, silicates, CO2. - Photo :
Rho-Ophiuchi, pouponnière d'étoiles, observée en infrarouge
par le télescope Spitzer. -
Les
premières expériences d'irradiation
de glaces ternaires (H2O-CO-NH3) par des ions lourds conduites au GANIL par
les chercheurs de l'IRAMIS/CIMAP ont permis de mettre en évidence
la formation de molécules complexes prébiotiques. Certaines
hypothèses sur l'origine de la vie sur Terre proposent une origine
extra-terrestre des briques élémentaires nécessaires à la
vie. Les glaces cométaires ou entourant les grains de poussières
des nuages denses interstellaires pourraient être ainsi le berceau
de la formation de ces molécules prébiotiques. La technique
expérimentale utilisée est la spectroscopie d'absorption infrarouge
par transformée de Fourier (FTIR).
Le résultat obtenu montre
que l'irradiation constante subie par ces glaces normalement inertes car
très froides, permet la formation de ces molécules complexes.
En tenant compte des abondances des ions dans le rayonnement cosmique, la
contribution de chaque ion à la désorption de
molécules
dans les nuages denses peut être estimée : la contribution des
ions lourds apparaît alors supérieure à celle des protons
(l’espèce
ionique majoritaire), et même plus importante que celle des photons
UV ! Ceci pourrait expliquer la quantité inattendue, et aujourd'hui
toujours incomprise, de molécules de monoxyde de carbone CO en phase
gazeuse autour des grains situés à l'intérieur de nuages
denses et de disques protoplanétaires. Cette quantitié est
surprenante du fait que la température est bien inférieure à la
température
de sublimation du monoxyde de carbone CO ( ~24 K). Les spectres IR montrent
ensuite la formation de molécules complexes prébiotiques dans
ces glaces ternaires (H2O-CO-NH3) irradiées, incluant la glycine (acide
aminé le
plus simple) sous forme zwitterionique NH3+CH2COO- et l’hexaméthylènetétramine – HMT,
(CH2)6N4. - Photo : Satellite européen ISO. -
Outre
la question de savoir à quel stade se forment les acides aminés
et autres molécules complexes prébiotiques, les chercheurs
s'interrogent sur une spécificité du vivant qui les intrigue.
Les molécules sont des ensembles
d'atomes reliés ensemble dans l'espace tridimensionnel. Pour une
même
composition d'atomes, mais une disposition spatiale différente,
on aura des molécules aux propriétés différentes.
Un composé chimique est dit chiral,
s'il n'est pas superposable à son image dans un miroir.
Si une molécule est chirale, elle possède deux formes énantiomères
: une lévogyre (qui tourne à gauche) et une dextrogyre
(qui tourne à droite) qui font tourner un rayonnement polarisé de
manière opposée. Les acides aminés «naturels» qui
constituent les êtres vivants sont tous L alors que, lorsqu'on
les synthétise
dans des conditions symétriques, on obtient un mélange
50/50 des formes L et D : c'est un mélange racémique.
C'est
pareil pour les sucres : tous les glucides «naturels» (biologiques)
sont de la forme
D. De
manière générale, dans le vivant, un seul énantiomère
a été sélectionné à chaque fois que
le problème s'est posé. Par exemple, seule la forme L de
la vitamine C est assimilée par l'organisme. Cette asymétrie
se reflète aussi dans le corps
humain (le coeur à gauche, le foie à droite). Pourquoi
et comment la vie a-t-elle systématiquement privilégié une
des deux formes ? On peut facilement
comprendre pourquoi : c'est une grosse économie
de moyens que, de par le monde, toutes les vis et tous les écrous
soient de pas droit (donc des objets chiraux) ; imaginons la pagaille si
les vis et les écrous étaient vendus en mélange racémique
(50/50)... - Schéma :
Evolution de la poussière stellaire. -
Les
scientifiques s'attachent à comprendre comment
la vie a privilégié l’une
de ces deux formes au détriment de l’autre. Voici la suite de
l'exposé de Louis d'Hendecourt sur le projet Chiral-MICMOC dont j'extrais
des passages. "Dès
2003, des équipes
néerlandaise et américaine obtiennent un certain
nombre d’acides aminés
(glycine, alanine, sérine…) en quantités appréciables
par rapport à l’échantillon de glaces initial. Nous
avons donc mis l’accent sur une possible sélection isomérique
(excès énantiomériques)
d’acides aminés chiraux. L’idée était d’utiliser
le rayonnement UV-CPL (ultraviolet
polarisé circulairement sous vide) du synchrotron LURE (à l’époque),
pour obtenir des excès énantiomériques
dans les acides aminés formés. Le
but était
de proposer une explication «astrophysique» plausible à la
formation des excès énantiomériques observés
dans les acides aminés météoritiques. L’expérience
a ensuite utilisé le rayonnement synchrotron de
la ligne DESIRS de SOLEIL qui
a remplacé LURE. Nous avons ainsi produit une
riche photochimie d’analogues
interstellaires avec, au bout du traitement classique (hydrolyse et dérivatisation),
la présence
d’un certain nombre d’acides
aminés. - Photo :
R Coronae Australis. -
Nous
avons travaillé sur l’alanine,
un acide aminé chiral, formé en quantité faible
mais suffisante pour permettre la mesure d’éventuels excès énantiomériques.
Par ailleurs, la photodégradation sélective d’isomères
différents, dépendant de leur dichroïsme
circulaire, permettait
d’obtenir effectivement un excès significatif de L-leucine à partir
d’un mélange racémique à l’état solide.
Parallèlement, nous avons détecté pour la première
fois l’isovaline
dans ces résidus mais surtout nous avons montré que la présence
d’acides aminés libres n’est pas garantie. En
effet, pour obtenir ces acides aminés, une hydrolyse en milieu acide
(HCl) à 100°C
pendant 24 heures est nécessaire, un procédé qui n’a
peut-être pas de justification astrophysique (bien que cette justification
puisse être envisagée compte tenu du temps très long
dont l’environnement naturel, l’océan primitif, peut disposer
pour hydrolyser d’éventuels résidus organiques qui tomberaient
sur les planètes telluriques)." - Schéma :
Simulations en laboratoire : comparaison directe entre les spectres astronomiques
et ceux obtenus en laboratoire. Technique utilisée : Spectroscopie
d'espèces réactives en matrices de gaz rares (d'Hendecourt
et Dartois, 2001) avec émission infrarouge par un globar (une
tige de carbure de silicium SiC qui est chauffée électriquement
jusqu'à 1 000 à 1 650 °C. Combiné avec un filtre à interférence
variable en aval, il émet un rayonnement de 4 à 15 micromètres
de longueur d'onde. Les globars sont utilisés comme sources de lumière
thermique pour la spectroscopie infrarouge car leur comportement spectral
correspond approximativement à un radiateur de Planck).
En
2010, les équipes
pilotées par
Louis d’Hendecourt
publient la confirmation de ces résultats et en déduisent
la plausibilité de l'origine «cosmique» de
l’asymétrie
des molécules biologiques sur Terre. Quelles seraient les sources
possibles de rayonnement ultraviolet circulairement polarisé UV-CPL ? Les étoiles à neutrons
ne présentent pas de polarisation circulaire (<0,1%).
Les naines blanches sont magnétiques jusqu'à 30% mais elles
sont très
variables et rares. Les nébuleuses par réflexion dans les régions
d'étoiles massives présentent une polarisation pouvant aller jusqu'à 17%
(IR) de même
signe sur des grandes échelles correspondant à 100 fois le volume
d'un système
planétaire. En conclusion, le
rayonnement UV polarisé des étoiles
massives présentes dans un amas
ouvert (dans lequel est probablement
né le Soleil) aurait bien favorisé cette homochiralité des
molécules prébiotiques. Aujourd’hui,
on observe d’ailleurs
dans la nébuleuse d’Orion l'existence d'un rayonnement, infrarouge
cette fois, polarisé circulairement dans le même sens que
celui des expériences précédentes. On
sait depuis 40 ans qu'une supernova a
probablement explosé il y a 4,5 milliards d'années
déclenchant, en partie, la naissance du Soleil. Les traces de l'existence
passée d'aluminium 26 et de fer 60,
deux isotopes radioactifs de courte
durée de vie trouvés dans les chondrites (météorites
carbonées)
mais pas sur Terre, l'attestent.
Un groupe international de scientifiques vient d'identifier d'autres grains microscopiques issus de cette supernova dans la météorite d'Orgueil : ils renferment un excès de l'isotope 54 du chrome, excès retrouvé précédemment dans certaines météorites et non sur Terre. En effet, la fabrication de chrome 54 nécessite un processus nucléaire, ce qui n'a pu avoir lieu, en milieu naturel, qu'avant la formation du système solaire. Ce passé explique l'excès d'acides aminés L (de type Left, gauche) grâce à la présence de méthanol CH3OH qui a permis la formation de polymères chiraux à la surface des poussières solides qui ont ensuite "ensemencé" la Terre. Les scientifiques recherchent actuellement le site le plus abondant en acides aminés, et surtout en alanine. Ces données sont cruciales pour exploiter les informations qui seront collectées par l'instrument COSAC GC-MS (COmetary SAmpling and Composition experiment) embarqué à bord de la sonde ROSETTA. Lancée par Ariane en direction de la comète Tchourioumov-Guerassimenko qu'elle atteindra en 2014, elle doit procéder à une expérience de sélection d'énantiomères. - Photo : NGC 7538 IRS9. -
SOMMAIRE | 2 | 3 | 4 | 5 | 6 | 7 | 8 | 9 | 10 | 11 | 12 | 13 | 14 | 15 | 16 | 17 | 18 | 19 | 20 |
Société Française d'Exobiologie - Astronomie Côte Basque : Jean-Claude, Jean-Louis et Cathy | COLLOQUE D’EXOBIOLOGIE |
27 au 30 septembre 2010 |