Pourquoi chercher la vie ailleurs? Intérêt de Mars et des météorites
Comment la vie est-elle apparue sur Terre ? A-t-elle pu apparaitre ailleurs? Ces questions sont interconnectées : en plus d’obtenir des éléments de réponse à la question en elle-même, le fait d’obtenir des informations sur l’origine de la vie sur terre permet d’obtenir des indices sur la possibilité de l’apparition d’une vie ailleurs, et le fait de trouver de la vie ailleurs permettrait de mieux comprendre comment elle est apparue sur terre. La première question trouve sa réponse dans notre compréhension grandissante de l’histoire géologique et climatique de la Terre, de la base moléculaire de la vie, de l’arbre phylogénétique du vivant, des environnements extrêmes dans lesquels la vie peut se développer, et de l’origine des molécules importantes pour la biologie. Pourquoi chercher la vie ailleurs ? La vie sur Terre est la seule forme de vie que nous connaissons. Ce qui nous empêche de généraliser notre connaissance de la vie, et donc de prédire la fréquence et la nature de la vie ailleurs dans le cosmos. Le fait de trouver de la vie ailleurs nous permettrait de savoir que la planète Terre n’est pas un cas unique et que des conditions permettant à la vie d’exister sont ou ont été présentes ailleurs. De plus, trouver de la vie ailleurs nous permettrait d’en savoir plus sur la nature du vivant et la manière dont elle peut apparaitre, et donc nous renseigner sur la manière dont elle aurait pu apparaitre sur terre. Il est possible de rechercher des réponses à l’origine de la vie sur Terre, mais cette recherche est limitée par le recyclage de la croûte Terrestre causé par la tectonique des plaques.
Signatures morphologiques, sédimentaires et minérales
Signatures morphologiques : La présence de fossiles d’êtres pluricellulaires dans un milieu extraterrestre serait une preuve irrévocable de la présence d’une vie passée ou présente. Cependant, la présence de fossiles d’unicellulaires, ou la trace d’une inclusion de cellule au sein d’un minéral, est plus difficile d’interprétation. Certaines structures observées peuvent être d’origine abiotique. En 1996, les interprétations initiales et controversées de la météorite ALH84001, d’origine martienne (Mittlefehldt, 1994), inclurent des morphologies de l’ordre du nanomètre, interprétées comme pouvant être des restes de nanobactéries (McKay et al., 1996). Cependant ces morphologies peuvent également avoir une origine abiotique par le biais de processus physico-chimiques. Pour être reconnues comme biomarqueurs, des fossiles microbiens devraient donc posséder des attributs physico-chimiques indiquant clairement l’origine biotique de ces structures.
Structures sédimentaires d’origine microbienne : Sur Terre, les communautés microbiennes benthiques sont susceptibles d’influencer la microstructure des dépôts s’accumulant en leur présence. Les stromatolithes, par exemple, sont une des formes les plus importantes d’évidence de vie microbienne fossilisée sur la terre primitive (Schopf et al., 2007). Ce sont des structures laminées qui résultent d’une activité biologique, essentiellement due à des organismes microbiens. La détection de telles structures sur Mars pourrait donner un indice en faveur d’une vie passée ou présente sur la planète. Les films et les tapis microbiens sont d’autres structures sédimentaires d’origine microbienne susceptibles de laisser des bioindices.
Signatures métaboliques
Le métabolisme est l’ensemble des réactions chimiques qui se déroulent au sein d’une cellule. Il peut être divisé en deux parties : le catabolisme et l’anabolisme. Le catabolisme est l’ensemble des réactions qui libèrent de l’énergie. Il se fait par décomposition de molécules complexes en composés plus simples (par exemple la respiration, qui décompose le glucose et produit du dioxyde de carbone et de l’eau). L’anabolisme est l’ensemble des réactions qui consomment de l’énergie, ce qui est notamment le cas des réactions de synthèse de molécules complexes à partir de molécules simples (par exemple la synthèse des protéines à partir des acides aminés). Dans le but de chercher des indices de vie, il est donc possible de chercher des produits à la fois du catabolisme et de l’anabolisme.
De nombreuses réactions endergoniques (nécessitant un apport d’énergie) ont lieu dans la cellule. Dans cette dernière, la majorité de ces réactions se fait au moyen d’un couplage avec l’hydrolyse de l’adénosine triphosphate (ATP) (par exemple pour la réalisation d’un transport actif d’ions à travers une membrane ; ou la réalisation d’un travail mécanique, comme le mouvement des cils et des flagelles). La molécule d’ATP est constituée de trois groupements phosphates, d’un ribose et d’une adénine. Elle est synthétisée lors de la glycolyse, et son hydrolyse libère l’énergie nécessaire aux réactions chimiques du métabolisme. Il existe d’autres réactions d’hydrolyse libérant bien plus d’énergie que celle de l’ATP, mais seule cette dernière a été retenue au cours de l’évolution en tant que molécule universelle du couplage énergétique, du fait de sa capacité à permettre la réaction de tous les couplages tout en minimisant le gaspillage. La détection de cette molécule pourrait donc être un indice fort en faveur d’une vie passée ou présente. Cependant, cette molécule est fragile, et dans conditions martiennes par exemple, se dégrade vite à l’échelle des temps géologiques (il a été estimé qu’une réduction de 99% des quantités d’ATP sur la surface d’une sonde posée à la surface de Mars prendrait de 158 à 32000 sols ; Schuerger et al., 2008). Trouver cette molécule impliquerait donc que le métabolisme l’ayant synthétisé est récent à l’échelle géologique. Au sein des cellules, l’ATP est consommé au fur et à mesure qu’il est produit. Il peut cependant se trouver à l’extérieur des cellules suite à la mort de ces dernières. L’ATP peut être quantifiée en mesurant la quantité de lumière produite par sa réaction avec l’enzyme luciférase. L’ATP sert également de précurseur dans la synthèse des acides nucléiques.
Le milieu interstellaire et les milieux circumstellaires
Les observations radio des milieux interstellaire et circumstellaires ont mené à la découverte de plus de 140 molécules en phase gazeuse. Cela inclut des hydrocarbures, des alcools, des acides carboxyliques, des aldéhydes, des cétones, des amines, et des éthers. Certaines sont des molécules prébiotiques. C’est le cas du glycolaldéhyde (dont la structure est proche de celle des oses) (Hollis et al., 2000), récemment détecté autour d’une proto-étoile binaire (Jørgensen et al., 2012). Cette molécule, précurseur du ribose (bloc constitutif de l’ARN), est considérée comme le plus simple des sucres. La présence de cette molécule est donc la preuve que des processus menant à l‘apparition de molécules indispensables à la vie telle que nous la connaissons sur Terre prennent place hors du système solaire. La glycine (pouvant jouer le rôle de précurseur des bases azotées, présentes dans les acides nucléiques) a été détectée dans le MIS (Kuan et al., 2003a), cependant ce résultat a été remis en question par la suite (Snyder et al., 2005). La pyrimidine (également un précurseur de bases azotées) est également recherchée, mais sa détection n’a pas encore été confirmée (Kuan et al., 2003b). Certaines observations spectroscopiques ont été attribuées, sans confirmation, à des molécules telles que des HAP, fullerènes, nanotubes, carbone amorphe hydrogéné (« hydrogenated amorphous carbon », HAC), « quenched carbonaceous composites » (QCC), C60, et réseaux aromatiques complexes similaires au kérogène (Ehrenfreund and Charnley, 2000; Kwok, 2009).
Certaines émissions infrarouges non identifiées, apparaissant notamment dans l’environnement circumstellaire d’étoiles dans leurs stades tardifs d’évolution stellaire, ont été par le passé considérées comme possiblement attribuables aux HAP, bien qu’aucun HAP spécifique n’ait été détecté dans l’espace. Kwok and Zhang (2011) ont proposé que ces signatures pouvaient être expliquées par la présence d’un mélange de nanoparticules organiques, des solides organiques amorphes de structure mixte aromatique-aliphatique. Or cette structure mixte aromatique-aliphatique est similaire à celle de la MOI trouvée dans les chondrites carbonées. Les auteurs supposent qu’il serait logique que ces structures coïncident dans le cas où le système solaire (et donc les chondrites carbonées) auraient hérité cette matière organique du milieu interstellaire.
Table des matières
Introduction Générale
Glossaire
Chapitre I : Bibliographie
1.1) Introduction
1.1.1) Qu’est-ce que la vie ?
1.1.2) Comment la vie telle qu’on la connait est-elle apparue ?
1.1.3) Pourquoi chercher la vie ailleurs? Intérêt de Mars et des météorites
1.1.4) Conclusion
1.2) Que chercher : bioindices et biomarqueurs
1.2.1) Signatures morphologiques, sédimentaires et minérales
1.2.1.1) Signatures morphologiques
1.2.1.2) Structures sédimentaires d’origine microbienne
1.2.1.3) Biominéralisation
1.2.2) Signatures isotopiques
1.2.3) Signatures métaboliques
1.2.4) Présence de biopolymères, leurs monomères, et autres molécules organiques
1.2.4.1) Biomarqueurs
1.2.4.1.1) Biopolymères
Acides nucléiques
Protéines
Polysaccharides et autres osides
1.2.4.2.2) Lipides
1.2.4.2) Bioindices
1.2.4.2.1) Monomères
Bases azotées .
Acides aminés et chiralité
Oses et chiralité
1.2.4.2.2) Acides carboxyliques
1.2.4.3) Matière organique complexe
1.2.5) Conclusion
1.3) Où chercher : du milieu interstellaire au système solaire interne
1.3.1) Le milieu interstellaire et les milieux circumstellaires
1.3.1.1) Observations
1.3.1.2) Simulations
1.3.2) Satellites de géantes gazeuses
1.3.2.1) Titan
1.3.2.2) Europe
1.3.2.3) Autres satellites
1.3.3) Comètes
1.3.4) Poussières interplanétaires
1.3.5) Les météorites
1.3.6) Mars
1.3.6.1) Introduction
1.3.6.2) Chronologie des temps géologiques martiens
1.3.6.3) Géologie et minéralogie martienne
a) Dichotomie crustale
Hauts plateaux du sud et silicates primaires
Basses plaines du nord et oxydes de fer
b) L’eau et les minéraux produits par l’altération aqueuse
Phyllosilicates et autres silicates hydratés
Sulfates
Carbonates
Chlorures
c) Nature oxydative du sol martien
Perchlorates
Peroxyde d’hydrogène
d) Nouvelle chronologie des temps géologiques martiens
1.3.6.4) L’exobiologie martienne
a) Implications de l’histoire géologique martienne pour la recherche de traces de vie sur Mars
b) Histoire de l’exobiologie martienne
1.3.7) Conclusion
1.4) Comment chercher : les méthodes d’extraction, d’analyse et de fonctionnalisation
1.4.1) Les techniques d’extraction
1.4.1.1) Méthodes d’extraction avec solvant
a) Extraction solide – liquide
b) Extraction assistée par ultrasons
c) Extraction par eau sous-critique
d) Extraction par fluide supercritique (SFE)
e) Extraction en phase solide
f) Micro-extraction en phase solide
1.4.1.2) Méthodes d’extraction sans solvant
a) Désorption/ionization laser
b) Pyrolyse et hydropyrolyse
c) Thermochemolyse
d) Thermodésorption / sublimation
1.4.1.3) Focus sur les météorites et l’hydrolyse acide
a) 1ère étape : extraction à l’eau
b) 2ème étape : hydrolyse acide
1.4.1.4) Conclusion
1.4.2) La méthode d’analyse
1.4.2.1) Chromatographie échangeuse d’ions (IEC)
1.4.2.2) Chromatographie en Phase Gazeuse couplée à la Spectrométrie de Masse (CPG-SM)
1.4.2.3) Chromatographie en Phase Gazeuse couplée à la Spectrométrie de Masse de Rapport Isotopique (GC-IRMS)
1.4.2.4) Chromatographie en phase Liquide à Haute Performance avec Détection par Fluorescence (HPLC-FD)
1.4.2.5) Conclusion
1.4.3) La fonctionnalisation
1.4.3.1) Fonctionnalisation post-colonne
1.4.3.2) Fonctionnalisation pré-colonne
a) Introduction
b) Réactifs utilisés en HPLC-FD
c) Réactifs utilisés en CPG
TFAA/Isopropanol et autres agents d’acylation/estérification
N,N-diméthylformamide diméthyl-acétal (DMF-DMA)
Tetramethylammonium (TMAH)
N-méthyl-N-tert-butyldiméthylsilyltrifluoroacétamide (MTBSTFA)
1.4.3.3) Conclusion
1.4.4) Conclusion
1.5) Problèmes liés aux protocoles d’extraction et de fonctionnalisation
1.5.1) Impact de l’hydrolyse acide en phase liquide sur la récupération des acides aminés
1.5.1.1) Introduction
1.5.1.2) La dégradation des acides aminés au cours de l’hydrolyse acide
a) Le tryptophane et la cystéine
b) Les autres acides aminés
c) Problèmes généraux
d) La correction des pertes
1.5.1.3) Données quantitatives obtenues par le travail sur des standards
1.5.1.4) Implications concernant les acides aminés météoritiques
1.5.2) Impact de la minéralogie martienne sur la fonctionnalisation au MTBSTFA, minéralogies choisies et analogues utilisés
1.5.2.1) Impact de la minéralogie sur la fonctionnalisation au MTBSTFA
1.5.2.2) Minéralogies choisies
1.5.2.3) Analogues utilisés
a) Atacama (sol oxydant)
b) Svalbard (minéral hydraté)
c) Rio Tinto (sels hydratés)
1.5.3) Conclusion
1.6) Conclusion
1.7) Références
Chapitre II : Impact de l’hydrolyse acide sur le recouvrement des acides aminés. Application à l’extraction des acides aminés issus de météorites / sols analogues martiens
2.1) Introduction
2.2) Produits, matériels et méthodes
2.2.1) Produits
2.2.2) Fonctionnalisation au MTBSTFA dans du DMF
2.2.3) La séparation par chromatographie en phase gazeuse : optimisation
2.2.3.1) Théorie des plateaux, efficacité d’une colonne chromatographique et grandeurs de rétention
2.2.3.2) Théorie cinétique et équation de Van Deemter – Golay
2.2.3.3) Détermination de la vitesse optimale de la phase mobile
2.2.3.4) Séparation chromatographique et détection des acides aminés
2.2.4) La détection et l’identification par spectrométrie de masse
2.2.4.1) Le spectromètre de masse
2.2.4.2) Librairie de masses spectrales et informations structurelles sur les dérivatifs
2.2.5) L’hydrolyse acide
2.2.5.1) Protocoles d’analyse de la solution de référence et de la solution hydrolysée
2.2.5.1.1) La référence
2.2.5.1.2) L’hydrolyse
a) Protocole n°1 : HCl 6M, 100°C, 24h
b) Protocole n°2 : HCl 6M, température ambiante, 0h (contact rapide avec une solution de HCl 6M)
c) Protocole n°3 : HCl 6M, 100°C, 24h, avec addition de fluorovaline
2.2.5.2) Protocole de fonctionnalisation et d’injection
2.3) Résultats et interprétations
2.3.1) Analyse du chromatogramme de référence
2.3.2) Influence de la procédure d’hydrolyse sur les quantités d’acides aminés (protocole n°1)
2.3.3) Influence du chauffage pendant la procédure d’hydrolyse (protocole n°2)
2.3.4) Résumé et comparaison des protocoles n°1 et 2
2.3.5) Influence des sels générés pendant l’hydrolyse (protocole n°3)
2.3.6) Comparaison de nos résultats avec les études précédentes
2.4) Discussion
2.4.1) Hypothèse n°1 : dégradation des acides aminés par hydrolyse
2.4.2) Hypothèse n°2 : autres facteurs
2.4.2.1) Réduction du rendement de la fonctionnalisation causée par la présence d’ions Cl- lors de la fonctionnalisation
a) Mécanisme de la silylation au MTBSTFA
b) Mécanisme de la réduction du rendement de la fonctionnalisation par les ions Cl
c) Perspectives
2.4.2.2) Silylation incomplète des acides aminés ou production d’artéfacts
2.4.2.3) Pertes en acides aminés lors de l’étape d’évaporation
a) Pertes par ébullition / dégradation thermique
b) Formation de liaisons peptidiques lors de l’évaporation
2.4.2.4) Pertes liées à la présence de sels d’ammonium
2.5) Conclusion
2.6) Références
Chapitre III : Influence de la minéralogie sur la réaction de fonctionnalisation au MTBSTFA
3.1) Introduction
3.2) Matériel et produits
3.3) 1ère partie : tests préliminaires
3.3.1) Protocoles
a) La référence
b) L’analogue de sol martien
c) Schéma récapitulatif
3.3.2) Résultats et discussion
3.2.2.1) Référence
3.2.2.2) Sol oxydant (Atacama)
3.2.2.3) Smectite (Svalbard)
3.2.2.4) Sulfates hydratés (Rio Tinto)
3.3.3) Conclusion
3.4) 2ème partie : caractérisation des analogues martiens
3.4.1) Analyse élémentaire
3.4.1.1) Matériel et méthodes
Analyse des éléments C, H, N et S
Analyse de l’élément O
3.4.1.2) Résultats et discussion
3.4.2) Thermogravimétrie couplée à la calorimétrie différentielle à balayage et à la spectrométrie de masse (TG-DSC-MS)
3.4.2.1) Introduction
Les différents types d’eau du sol .
3.4.2.2) Matériel et méthodes
Thermogravimétrie
Calorimétrie différentielle à balayage
Définition de la DSC
Principe de la DSC
Instrumentation et fonctionnement
Combinaison avec la TG
Spectrométrie de masse
3.4.2.3) Résultats et discussion
3.4.2.3.1) Atacama
Etude de l’évolution de l’intensité des fragments détectés, en fonction du gradient de température
Etude des données TG et DSC, et corrélation avec les données obtenues par MS
3.4.2.3.2) Svalbard
Etude de l’évolution de l’intensité des fragments détectés, en fonction du gradient de température
Etude des données TG et DSC, et corrélation avec les données obtenues par MS
3.4.2.3.3) Rio Tinto
Etude de l’évolution de l’intensité des fragments détectés, en fonction du gradient de température
Etude des données TG et DSC, et corrélation avec les données obtenues par MS
3.4.3) Conclusion
3.5) 3ème partie : focus sur Rio Tinto
3.5.1) Introduction
3.5.2) Hypothèses, protocoles et résultats
3.5.2.0) Référence
3.5.2.1) Sol non dopé
3.5.2.1.1) Expérience 1 (sol chauffé, 10 min. @ 150°C)
Hypothèse
Protocole
Résultats
3.5.2.1.2) Expérience 2 (sol non chauffé, ratio MTBSTFA / sol augmenté)
Hypothèse
Protocole
Résultats
3.5.2.1.3) Expérience 3 (sol chauffé, 15 min. @ 75°C)
Hypothèse
Protocole
Résultats
3.5.2.1.4) Conclusion et perspectives
3.5.2.2) Sol dopé
3.5.2.2.1) Expérience 4 (sol non chauffé, « SAM-like »)
Hypothèse
Protocole
Résultats
3.5.2.2.2) Expérience 5 (sol non chauffé, ratio MTBSTFA / sol augmenté)
Hypothèse
Protocole
Résultats
3.5.2.2.3) Conclusion
3.5.3) Tableau récapitulatif et conclusions
3.6) Limites de l’étude
3.7) Conclusion
3.8) Références
Conclusion générale
Annexe
