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Présentation

par Grégoire DANGER - publié le , mis à jour le

Les grains de poussières interstellaires sont constitués d’un cœur de silicates ou de matières carbonées. Lors de leur transit dans le milieu interstellaire ils peuvent se retrouver dans certaines régions appelées nuages moléculaires denses où les principaux éléments que contiennent ces nuages (H, O, N, C..) peuvent s’accréter, puis se combiner entre eux pour produire des molécules comme H2O, CO, CO2, H2CO, CH3OH, NH3… qui vont recouvrir la surface de ces grains en formant des glaces interstellaires « primitives ».
Ces grains vont alors évoluer du nuage moléculaire dense jusqu’à la formation d’un système planétaire auquel ils vont contribuer (Figure 1). Ainsi quand une partie du nuage moléculaire dense s’effondre sous l’effet de sa propre gravité, il engendre la formation d’une protoétoile qui est entourée par une enveloppe de gaz et de poussières dans un processus qui peut durer jusqu’à cent milles ans. La formation de la protoétoile induit alors un réchauffement de ces grains et une irradiation par des rayons cosmiques ou ultra-violet. Il en résulte des réactions entre les molécules du manteau de glace qui conduisent à la formation de composés réfractaires qui restent collés aux grains. La sublimation des espèces les plus volatiles, dans une région appelée hot corino située dans l’enveloppe interne autour de la protoétoile où les températures peuvent atteindre 100-200 K, permet d’enrichir la phase gaz en molécules complexes. Avec le temps, quelques millions d’années, l’enveloppe entourant la future étoile se dissipe formant un disque protoplanétaire où les grains de poussières se distribuent le long du plan moyen. Pour des raisons encore non élucidées, ces grains coagulent pour former des corps de plus en plus gros, appelés planétésimaux, au cours d’un processus qui peut durer environ quelques dizaines de millions d’années. Ces planétésimaux continueront à accréter des poussières pendant plusieurs centaines de millions d’années pour former des planètes, des comètes, des astéroïdes ou des météorites, le tout formant alors un système planétaire. Par la suite, la matière organique contenue dans les comètes et astéroïdes va pouvoir être délivrée à la surface des planètes telluriques (e.g. météorites). Sur certaine des planètes de ce système, une atmosphère va pouvoir se former. Ces atmosphères vont être le siège d’une importante chimie sous l’effet de différents processus physiques. Cette chimie étant alors spécifique aux conditions présentes au sein de l’atmosphère considérée. Dans le système Solaire, Titan est l’une des planètes les plus intéressantes en ce qui concerne sa chimie atmosphétique. Elle présente en effet une atmosphère riche en carbone réduit propice à la formation de molécules organiques complexes, telles que les cyanopolyines. Cette matière dite endogène peut alors s’associée à la matière organique d’origine exogène (cométes, astéroïdes) pour servir, suivant les conditions physico-chimiques du milieu, de réservoir de matière pour le développement d’une chimie prébiotiques à la surface de ces planètes.
Il existe donc un lien entre les molécules présentes dans les grains cométaires ou météoritiques et les molécules des grains interstellaires primitifs contenu dans le nuage moléculaire dense, et ce sont ces relations que nous voulons établir en suivant tout le processus d’évolution de ces glaces grains. Par ailleurs, la compréhension de la chimie des atmosphères des planètes telluriques est un point primordial pour établir un schéma d’évolution chimique globale permettant d’établir les conditions initiales pour l’émergence d’une chimie prébiotique à la surface de ces planètes.


Fig.1 : Evolution des grains interstellaires

A travers des expériences en laboratoire, nos objectifs consistent à simuler l’évolution chimique des grains interstellaires, de leur existence à basse température (10 K) dans les nuages moléculaires denses, puis dans un disque protoplanétaire, où par agglomération ils conduisent à la formation de planètes, astéroïdes et comètes. Nous nous intéressons de plus à simuler les processus physico-chimiques ayant lieu au sein d’atmosphère planétaire telle que Titan. Pour cela, nous recréons en laboratoire les processus énergétiques auxquels ils peuvent être soumis au cours de cette évolution (effets thermiques, irradiation VUV, hydrogénation) pour comprendre l’altération que peuvent subir les molécules primitives et déterminer les voies chimiques réactionnelles et la composition chimique du grain qui peut en résulter (exemple de dispositif expérimental Figure 2). Ces expériences sur la réactivité à basse température (10 – 200 K) sont suivies actuellement au moyen de la spectrométrie IRTF (4000 – 400 cm-1) et complétées grâce à des analyses en spectrométrie de masse. Les spectres infrarouges obtenus sont ensuite comparés avec ceux enregistrés lors des observations astronomiques et en particulier ceux réalisés par les télescopes infrarouges. L’analyse des résidus réfractaires (yellow styff ou tholins) qui résultent de la sublimation de l’eau et des espèces volatiles se fait par spectrométrie de masse à très haute résolution (orbitrap).


Fig.2 : Dispositif AHIIA développé au sein de notre groupe pour l’étude de l’évolution de la matière organique au sein d’environnements astrophysiques.


Fig.3 : Stratégies développées au sein du groupe Astrochimie pour comprendre l’évolution de la matière organique aux seins d’environnements astrophysiques