Exobiologie et Astrobiologie

Home / Publications scientifiques / Un avant-goût sucré dans les coeurs nébulaires chauds

Par Cécile Favre, Department of Astronomy – University of Michigan

Les formes de vie telles que nous les connaissons sur Terre, résultent d’une évolution basée sur le passage de la matière à la vie dans l’eau à l’état liquide il y a environ 4 milliards d’années. La complexité chimique requise pour permettre l’apparition de la vie suggère une Terre primitive avec d’abondantes quantités d’eau à l’état liquide en surface et une source de molécules organiques incluant la famille chimique des sucres. Parmi les scénarios plausibles pouvant expliquer l’origine de la vie sur Terre figure celui d’un apport exogène par les petits corps du système solaire (météorites, astéroïdes et comètes) de ces molécules dites d’intérêt prébiotique. Des molécules importantes pour le vivant tels des acides gras (nécessaires à la formation des membranes) et des acides aminés (comme la glycine) ont d’ailleurs été détectées dans certains de ces petits corps (e.g. dans la météorite Murchison, Schmitt-Kopplin et al. 2010 et dans la  comète  Wild 2, Sandford et al. 2006).

Le glycolaldéhyde est un précurseur des sucres nécessaires à l’apparition de la vie sur Terre. Il vient d’être détecté dans la région de formation d’une étoile similaire à notre Soleil.
Crédits image : ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/L. Calçada (ESO) & NASA/JPL-Caltech/WISE Team

Parmi les molécules clés recherchées figurent des molécules, plus ou moins complexes, dites <<précurseurs>> qui peuvent par réactions simples avec d’autres molécules créer une molécule biologique (i.e. directement utilisées par les organismes vivants à l’heure actuelle). Ainsi, le glycolaldéhyde (CH2OHCHO) est un précurseur des sucres (voir Powner et al. 2009). Il va par l’intermédiaire du formaldéhyde (H2CO), former un sucre composé de trois carbones tel le glycéraldéhyde (CH2OH-CHOH-CHO). Une seconde réaction faisant réagir le glycolaldéhyde avec un sucre à trois carbones, permettra la formation du ribose (C5H10O5), qui est l’une des molécules du vivant. Le ribose permet la formation de la structure de l’épine dorsale de la molécule d’ARN (acide ribonucléique).

Position d’IRAS 16293-2422 dans la constellation d’Ophiuchus.
Crédits image : ESO, IAU and Sky & Telescope

Jusqu’à maintenant, le glycolaldéhyde avait été uniquement détecté dans les cœurs moléculaires chauds SgrB2 (N) et G31.41+0.31 (Beltrán et al. 2009; Hollis et al. 2000, 2004; Ziurys & Apponi 2005), se situant à ~23 000 années-lumière de nous, et dans lesquels se forment des étoiles beaucoup plus massives que notre Soleil. Ces régions ne peuvent  donc pas directement être considérées comme similaires à la nébuleuse proto-solaire primitive. Grâce à la haute résolution angulaire et à la haute sensibilité des observations de la proto-étoile binaire (classe 0) IRAS 16293-2422, réalisées avec l’interféromètre ALMA, une équipe internationale d’astronomes et d’astrochimistes a annoncé la première détection du glycolaldéhyde dans le gaz entourant une étoile de type solaire (voir Jørgensen et al. 2012). Bien que les mécanismes de formation dans le milieu interstellaire de cette espèce soient encore débattus à l’heure actuelle, cette découverte constitue un premier pas important dans un contexte astrochimique et exobiologique : cette molécule précurseur pour former des sucres se trouve au bon endroit et au bon moment. Reste à savoir si la formation des molécules organiques (ayant pu avoir un rôle clef dans le développement de la vie sur Terre)  dans les premières phases de formation planétaire et stellaire est généralisable à d’autres systèmes de type solaire.

 

Pour en savoir plus

Pour plus d’informations, voir la lettre publiée dans le journal Astrophysical Journal Letters (ApJL, http://iopscience.iop.org/2041-8205/757/1/L4/), ainsi que le communiqué de presse de l’European Southern Observatory (ESO, http://www.eso.org/public/news/eso1234/).

Article scientifique accessible ici.

 

Références

Beltrán, M. T., Codella, C., Viti, S., Neri, R., & Cesaroni, R. 2009, ApJL, 690, L93

Hollis, J. M., Lovas, F. J., & Jewell, P. R. 2000, ApJL, 540, L107

Hollis, J. M., Jewell, P. R., Lovas, F. J., & Remijan, A. 2004, ApJL, 613, L45

Jørgensen, J. K, Favre, C., Bisschop, S. E. et al. 2012, ApJ, 757, L4

Powner, M. W., Gerland, B. & Sutherland, J. D. 2009, Nature 459, 239-242

Sandford, S. A., Aleon, J., Alexander, C. M. O., et al. 2006, Science, 314, 1720

Schmitt-Kopplin, P., Gabelica, Z., Gougeon, R. D., et al. 2010, Proceedings of the National Academy of Science, 107, 2763

Ziurys, L. M. & Apponi, A. J. 2005, in IAU Symposium, Vol. 231, Astrochemistry : Recent Successes and Current Challenges, ed. D. C. Lis, G. A. Blake, & E. Herbst, 207–216

 

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