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Astrochimie radicalaire : vers la synthèse des acides aminés
De l’ère Aurignacien à l’ère de l’astrochimie
Du plus loin où l’on remonte dans l’histoire de l’homme, celui ci a toujours tenté d’observer, d’interpréter et de comprendre son environnement, ou à défaut, de l’expliquer pour lui donner corps et sens. Ceci s’applique aussi bien à son environnement proche qu’aux plus éloignés tels que sont le ciel et l’espace. L’astronomie, l’étude des astres et des étoiles, est peut être l’une des plus anciennes sciences à laquelle l’homme s’est adonné. Ainsi, les premières preuves révélées à ce jour d’une observation astronomique remontent à l’époque Aurignacienne de l’Homo Sapiens (35.000 ans avant notre ère). Une première découverte mise à jour par Marcel Baudouin en 1916 (Baudouin M. 1916) porte sur une représentation de l’amas des Pléiades dans la constellation du Taureau (Figure I.1). Une seconde, dont la démarche montre nettement une volonté de comprendre le fonctionnement des astres, met en scène l’évolution des différentes phases de la Lune observée durant 69 jours consécutifs sans doute dans un but religieux ou agricole (Jegues-Wolkiewiez C., 1969). La chimie, quant à elle, bien que déjà utilisée dans les cuissons et autres utilisations des éléments dans le quotidien, apparait beaucoup plus tard dans l’histoire de l’homme comme une science. La première trace de son utilisation par nos ancêtres est datée d’environ 3 800 ans avec la découverte par le peuple égyptien de la formation du verre à partir de la fusion du sable et de natron mêlés à de la chaux. L’astrochimie enfin, du grec ancien ἄστρον, astron (« étoile ») et de chemia ou chymia ( art de transformer les métaux, alchimie), se rapporte dans son contexte physico-chimique, l’espace, à la diversité des molécules, aux mécanismes intervenant dans leur formation, leur destruction mais également leurs propriétés et leurs interactions. La problématique est semblable à celle de astronomie : l’astrochimiste cherche à retracer la vie des éléments dans l’Univers d’un point de vue chimique, depuis le « BigBang jusqu’à la mort des étoiles mais en 4 s’intéressant particulièrement à la chimie prébiotique1 et l’apparition de la vie sur Terre et donc la place de l’homme dans l’univers. Jusqu’au XVIIè siècle, la question de l’origine de l’homme n’est pas posée : la vie a toujours existé, son commencement résulte d’une intervention divine. Au XVIIIè siècle, deux hypothèses révolutionnaires font (ou refont) leur apparition : Une première hypothèse (bien que la seconde chronologiquement) émerge au milieu des années 50 pour donner naissance à l’expérience Urey-Miller qui publie en 1953 (Miller S., 1953; Miller S., 1959) une expérience démontrant la faisabilité de la théorie du biochimiste Oparine et du biologiste Haldane qui veut que l’apparition des molécules organiques soit due à l’apport de gaz dans l’atmosphère terrestre primitive par le soleil riche en éléments tels que CH4, NH3 et H2O et par le dégazage de la terre en H2O, CO2 et H2S. Cette atmosphère primitive sous l’influence des rayonnements UV du soleil, des décharges électriques des éclairs et de l’énergie thermique apportée par les volcans, fournissant l’énergie nécessaire, aurait apporté le berceau idéal à l’apparition des premières molécules organiques nécessaires à l’apparition du vivant. La réalité est différente : l’atmosphère était différente des prévisions puisque les molécules d’ammoniac et de méthane sont très peu stables et sont très rapidement dégradées dans l’atmosphère sous les rayonnements solaires. Quant au dihydrogène H2, au vu de sa très faible densité, il échappe rapidement à l’attraction terrestre. Ainsi l’expérience UreyMiller ne pouvait plus rendre compte de la réalité. La seconde hypothèse développée à l’origine par Hermann Eberhard Friedrich Richter ( 1808 – 1876 ) en 1865 suivie de Thomson (Kelvin) (1824-1907), Von Helmholtz (1821-1894), Arrhenius (1859-1927) à l’instar d’Anaxagore (pourtant 5 siècles avant notre ère), propose une Terre pollinisée depuis l’espace : c’est l’hypothèse de la panspermie selon laquelle des germes de micro-organismes (cosmozoaires) sont contenus dans des particules produites dans l’espace et amenées sur terre par les météorites. Cette idée a ensuite évolué avec des connaissances plus récentes vers l’hypothèse de la lithopanspermie selon laquelle les molécules organiques ont pu être synthétisées dans l’espace au sein des milieux interstellaires et alimenter la Terre grâce aux météorites et astéroïdes (Delsemme A.H., 2000). C’est cette dernière idée sur laquelle s’appuient les recherches effectuées dans le cadre de cette thèse sur la formation d’éléments clefs dans la chimie prébiotique des nuages interstellaires. Pourtant, dans des conditions aussi extrêmes que celles de l’espace, pouvait-on penser qu’une telle chimie serait possible? Arthur Stanley Eddington disait en 1926 de cette hypothèse : 1 La chimie prébiotique est une branche de la chimie organique qui se concentre sur l’étude de la formation et l’évolution des molécules organiques responsables de l’apparition de la vie sur Terre 5 «Il est difficile d’admettre l’existence de molécules dans l’espace interstellaire, parce qu’une fois qu’une molécule est dissociée, il semble n’y avoir aucune chance pour que les atomes se joignent à nouveau. » (Arthur Stanley Eddington – 1926) C’est pourtant dans certaines de ces régions, les plus froides, comme les nuages moléculaires ou les cœurs pré-stellaires qu’est supposée avoir débuté la formation des premières molécules organiques à la surface de grains de glaces (Oro J., 1961). Ce travail de thèse a pour but d’apporter de nouvelles informations sur les origines possibles de processus chimiques pouvant initier la formation de telles molécules dans ces régions. L’azote atomique à l’état fondamental y ayant une place conséquente tout comme l’azote moléculaire, (Maret et al., 2006), nous nous intéressons tout particulièrement à sa réactivité dans les conditions si spécifiques de ces nuages froids et sombres. II. Le milieu interstellaire En levant nos yeux vers le ciel, au delà des nuages, nous apercevons des étoiles, parfois des planètes, la Voie Lactée… mais cela ne représente au final peut-être que 10 % de l’étendue de notre regard. Les 90 % restants constituent le néant. Anaxore disait « Ce qui semble vide ouvre nos regards sur l’invisible ». L’homme s’est longuement questionné en regardant l’espace pour le comprendre avant de se rendre compte qu’il était infini et d’une richesse inimaginable. On sait de nos jours qu’il contient une quantité importante de matière ténue constituée d’atomes, de molécules, d’ions et même de particules pouvant atteindre plusieurs centimètres (Messenger et al. 2003; Mostefaoui & Hoppe, 2004). Ce milieu entre les étoiles se nomme milieu interstellaire (MIS). Il est présent dans l’ensemble de notre galaxie mais ne représente pourtant que 5 % de la masse baryonique de la masse totale des étoiles (Cassé M., 2000). Il est le berceau et le cimetière des systèmes solaires, des étoiles et des planètes. Il est composé de 2 phases : -une phase gazeuse représentant 99 % du MIS. -une phase solide constituée de grains de poussière parfois nommés dans certaines conditions grains de glaces, formés d’agrégats de molécules et d’atomes. Le MIS est constitué de 90.8 % d’hydrogène (70.4 % en masse), 9.1 % d’hélium (28.1 %) et de seulement 0.12 % d’atomes plus lourds nommés par abus de langage « métaux » en 6 astrophysique, constitués à 98.5 % d’atomes O, C, N, … (Ferriere K.M., 2001; Waszczak A., 2013). Avec l’hydrogène, ces atomes représentent les 4 briques élémentaires à la base de toute la chimie du vivant. Leurs proportions sont estimées par rapport à l’hydrogène dans le MIS à nC = 1,3.10-7 pour le carbone (Savage & Sembach, 1996), nN = 7,5.10-5 pour l’azote (Meyer et al., 1997) et nO = 3,2.10-4 pour l’oxygène (Meyer et al. 1998). Les caractéristiques chimiques et physiques du MIS sont beaucoup plus extrêmes que celles rencontrées dans notre sphère terrestre : – Des densités variant en moyenne de 10-3 à 106 particule.cm-3, bien loin des 1019 particules.cm-3 de notre atmosphère. – Des températures extrêmes, de 10 à plusieurs millions de Kelvin. – Un rayonnement électromagnétique intense couvrant la totalité des longueurs d’onde, des rayons gamma aux micro-ondes, ajouté au rayonnement cosmique constitué de particules très énergétiques (protons, ions, électrons) dont certaines approchent la vitesse de la lumière dans les régions diffuses ou au contraire des régions sombres et denses où rayonnements et particules énergétiques sont en très majorité filtrée. Dans toutes ces conditions extrêmes, il y a un siècle, il semblait remarquable que des molécules aient pu se former. Pourtant en 1968, à l’aide de la spectroscopie, les astrophysiciens détectent la première molécule polyatomique : l’ammoniac NH3 (Cheung et al., 1968), suivie en 1969 de la molécule H2O (Cheung et al., 1969), en 1970 du premier alcool CH3OH (Cheung et al., 1970), du premier précurseur de la liaison peptidique HNCO (Rubin et al., 1971). Il fallut attendre encore 20 ans pour observer le méthane CH4 (Lacy et al., 1991). A l’heure actuelle, on dénombre plus de 200 molécules détectées dans le milieu interstellaire (tableau I. On y recense une importante quantité de molécules organiques observées principalement dans les nuages moléculaires et les cœurs préstellaires (dont près de la moitié dans le nuage Sagittarius B2). On peut citer l’exemple de l’amino-acétonitrile, précurseur direct de l’acide aminé la glycine (Belloche et al., 2008) et qui constitue l’une des plus importantes observations de la chimie prébiotique. Ces molécules et d’autres plus complexes comme des acides aminés (plus de 70) ont également pu être observées dans des comètes (Bockelée et al., 2000; Sandford et al., 2006 ) et des météorites (Pizzarello et al., 2001), dont beaucoup sont originaires de ces régions froides. La formation et l’évolution de la matière organique dans ces nuages est à l’origine du travail de cette thèse. C’est pourquoi il semble intéressant et important d’en définir et d’en comprendre les particularités et la place au sein du MIS et au sein de notre galaxie.
Le cycle de la matière
Figure I.2 le cycle de la matière à travers les régions HII (vue d’artiste). En bleu : image de la nébuleuse de la rosette observée dans le visible. En rouge : image d’un nuage moléculaire géant enregistré en infrarouge © 2011 picturing star motion novae factory. Au commencement (ou à 10-43sec temps de Planck à la naissance de l’univers) : le BigBang, avec une température de naissance 1032 K (Schramm D.N., 1981). 1 min – 300.000 ans : la température mesurée dans l’univers est de 106 K. La vitesse de refroidissement de l’univers est si forte que seul les atomes d’hydrogène et d’hélium peuvent se former, constituant les 99 % de la matière actuelle. 15 milliards d’années : l’Univers tel que nous le connaissons. Les différentes régions du milieu interstellaire sont classifiées à l’origine grâce aux modèles de McKee & Ostriker (McKee & Ostriker, 1977) et de Donald P. Cox (Donald P. Cox, 2005), reposant sur l’état de la matière, les températures, ainsi que les densités. Un premier milieu où les températures sont très élevées (supérieure à 8000 K) avec des densités faibles et où les éléments sont à l’état d’atomes et ionisés : on peut y distinguer les milieux diffus chauds (WIM), les milieux diffus très chauds (HIM) et les milieux HII. Amas d’étoiles massives Régions HII Régions WIM Régions WNM Régions CNM Nuages moléculaires 9 Un second milieu où les températures varient de 50 à 8000 K avec des densités faibles et où les atomes sont sous forme neutres: on peut y distinguer les phases froides (CNM) et les phases « tièdes » (WNM). Un troisième milieu où les températures sont plus froides (inférieures à 100 K) mais avec des densités beaucoup plus élevées dans lequel on retrouve les nuages moléculaires et les cœurs pré-stellaires. Ces régions froides ne constituent qu’un très faible pourcentage du volume du MIS mais concentrent pourtant la majorité des molécules et la grande majorité de la chimie du milieu interstellaire. Les températures évaluées pour décrire toutes ces régions constituant le MIS résultent des mesures d’ionisations des atomes à partir de mesures spectroscopiques depuis la Terre. Elles sont généralement le reflet de la température cinétique des atomes dans la distribution des vitesses de Maxwell-Boltzmann et donc de la température des gaz (Katia Ferriere 1998). Le MIS n’est pas homogène et il est généralement très éloigné d’un quelconque équilibre thermodynamique. Une classification hiérarchisée de ses différentes phases en fonction de leur diverses caractéristiques figurent dans le tableau I.2. Le cycle de la matière entre une région d’ionisation HII et jusqu’aux régions les plus froides est illustré dans la figure I.2. Bien que le travail de cette thèse soit à terme la compréhension de mécanismes chimiques dans les nuages moléculaires, il est important de replacer ce travail dans son contexte et donc de comprendre la composition et l’évolution de ces nuages dans le MIS et dans le cycle de formation des étoiles. De leur fin de vie, à l’effondrement des cœurs pré-stellaires lors de la formation des nouvelles étoiles, les différentes régions, chaudes ou froides, diffuses ou denses, ionisées ou neutres, se succèdent, se mélangent et se croisent. Chacune d’entre elles est une étape dans la formation d’une nouvelle étoile (Ferrière K.M., 2001; Snow & McCall 2006).
Vie et mort d’une étoile
Les étoiles sont des corps chauds formés de gaz incandescents dont les tailles peuvent varier de jusqu’à mille fois celle de notre soleil et dont les masses vont d’un vingtième à cinquante fois la masse solaire. Ils prennent vie au sein de nuages moléculaires par contraction de la matière, dans une phase protostellaire. Deux types d’étoiles se distinguent : les étoiles de faibles masses et des étoiles massives. Tout au long de sa vie, une étoile brûle, alimentée par la fusion de son cœur d’hydrogène menant à la formation de l’hélium, puis en cascade de fusion, à des éléments plus lourds dans un processus de nucléosynthèse stellaire (Smilgys & Bonnell, 2015). 10 Dans le cas d’étoiles de faible masse, ce processus s’arrête de manière générale à la formation de carbone,du fait d’une température insuffisante pour initier la fusion d’éléments plus lourds. Ces étoiles en fin de vie voient leur noyau vidé d’hydrogène et d’hélium expulsant « lentement » la matière sous forme de nébuleuse planétaire atour d »un noyau nommé naine blanche qui se refroidit (Kutter & Savedoff, 1969). Dans le cas d’étoiles massives, les températures beaucoup plus importantes permettent de passer la barrière du carbone et d’autres éléments lourds comme l’oxygène, l’azote etc… A la fin de leur vie, leur cœur est entouré de multiples couches d’éléments lourds. L’ensemble de ces éléments sont couramment nommés, par abus de langage dans le domaine de l’astrophysique, « métaux ». Lorsque l’hydrogène du cœur est intégralement consommé, celui-ci se contracte en moins d’une seconde ce qui provoque une explosion de l’étoile en supernova. Ce mouvement expulse l’hélium et l’ensemble des métaux à travers le milieu interstellaire, provoquant alors l’enrichissement, le chauffage et la ionisation intégrale des régions environnantes (K. Nomoto et al., 2013).
Les milieux ionisés
Il en existe trois types: Le gaz coronal, nommé également HIM (Hot Ionized Medium). Il est le résultat de l’éjection de matière dans le MIS par des rémanents de supernova qui ionisent intégralement des mélanges de gaz chauds et de vents stellaires. Il est caractérisé par de très hautes températures de l’ordre de 106 K, une très faible densité particulaire de l’ordre de 10-3.cm-3 et l’hydrogène ainsi que l’ensemble des éléments s’y trouvant sont ionisés et sous forme atomique. Les conditions physico-chimiques des plasmas de ce type de milieu sont déterminées principalement par l’observation de raies d’émission d’espèces comme O 7+(Schnopper et al., 1982), ou de raies d’absorption UV de N4+(Jenkins E. B , 1974) et C3+ (York D. G, 1974). Ces régions diffuses si chaudes sont sans cesse en expansion et forment des tunnels quasi systématiquement, les reliant jusqu’au halo de la galaxie et permettant un brassage atomique et une circulation des rayons cosmiques et des photons dans tout le corps de la galaxie. Pour illustrer sa place dans le cycle de la matière, dans la figure I.2, il suffit de considérer qu’une région HIM ionisée par un rémanent de supernova est similaire à une région HII ionisée par les étoiles. 11 les régions HII (le II précise que l’atome d’hydrogène est ionisé 1 fois). Les températures de ces régions sont de 104 K en moyenne et la densité particulaire y est un peu plus élevée de l’ordre de n= 10 cm-3. Elles sont le produit de l’interaction entre le MIS et le rayonnement UV de certaines étoiles massives en formation ou jeunes. Elles se présentent sous forme de coquilles autour des étoiles et sont parfois surnommées pouponnières d’étoiles. Le WIM (Warm Ionized Medium) peut avoir plusieurs origines. Il peut être le résultat du simple refroidissement et de la contraction de régions HIM sous l’effet de la pression des gaz environnants. Il peut être également le résultat de l’éjection de matière par des régions HII dans des régions chaudes neutres limitrophes. La température de ce type de milieu atteint 8000 K et sa densité, toujours très faible autour de de n = 0.3 cm-3 . Les éléments sont encore sous forme atomique mais l’ionisation est moins importante que dans les milieux HII ou HIM : les principaux indicateurs observables des conditions de ces régions sont les raies d’absorption UV et visible de O2+( Struve and Elvey,1938).
Les milieux neutres
Dans ce milieu, les radiations cosmiques et les rayonnements électromagnétiques sont atténués. L’énergie des photons ne permet plus la photo-ionisation de l’hydrogène mais il reste encore à 90% sous forme atomique. Ce milieu est aussi parfois nommé milieux diffus ou encore régions HI en référence à l’hydrogène sous sa forme principalement atomique et neutre (en opposition aux milieux HII). Il est composé principalement de deux phases en équilibre entre elles: une phase chaude ou milieu diffus chaud et une phase plus froide ou milieu diffus froid. Le WNM (Warm Neutral Medium) ou milieu diffu chaud. Il représente 30 % du milieu interstellaire. Les températures y sont encore élevées, de l’ordre de 8000 K et la densité y est encore basse n = 0.25 cm-3. Les éléments sont encore intégralement (ou presque) dans leur forme atomique. La photo-ionisation y est encore importante sauf dans le cas de l’hydrogène. L’origine de ces régions est encore incertaine, mais l’hypothèse la plus probable actuellement est qu’elles sont le résultat de la condensation de régions WIM (Wolfire et al., 2003; Cox and Helenius 2003, Lockman 2004).
I. INTRODUCTION |
