Exobiologie et Astrobiologie

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Par Ninette ABOU MRAD, chercheuse post-doctorante au PIIM

Depuis des années, des expérimentations de simulation en laboratoire basées sur la formation et l’altération d’analogues de glaces interstellaires et cométaires sont conduites afin de mieux comprendre la formation et l’évolution de la matière organique dans les milieux astrophysiques. Dans ce contexte, le PIIM a développé un système analytique original (VAHIIA) permettant l’analyse en ligne des composés organiques volatils (COV) issus de l’irradiation et du réchauffement de tels analogues 1. Ce système a été appliqué pour l’analyse des COV émanant de l’altération de glaces de méthanol pur 2, ce dernier étant le constituant majeur après l’eau des glaces astrophysiques et une source importante de carbone réduit responsable de la réactivité chimique ayant lieu au sein des glaces. Grâce à la chromatographie en phase gazeuse couplée à la spectrométrie de masse, 33 composés ayant 1 à 6 atomes de carbone et appartenant à des classes chimiques différentes (alcools, acides, esters, éthers, aldéhydes, cétones) ont été identifiées, dont certains C3 et tous les C4 ont été identifiés pour la première fois (Figure 1).

Structure des 33 molécules identifiées avec le système VAHIIA à partir de l’altération des glaces de méthanol pur.

Figure 1 : Structure des 33 molécules identifiées avec le système VAHIIA à partir de l’altération des glaces de méthanol pur 2.

 

La diversité moléculaire obtenue à partir du méthanol pur est un indicateur du rôle important que jouent les constituants des glaces dans la réactivité chimique dans les milieux astrophysiques. En effet, les molécules identifiées peuvent être des précurseurs de la matière organique complexe retrouvée dans les résidus organiques (analogues à la matière soluble des météorites) obtenus après altération et réchauffement des glaces. Tel est le cas par exemple du formaldéhyde et de l’acide formique (photoproduits du méthanol) qui réagissent avec l’ammoniaque pour former l’hexaméthylènetetramine (HMT) retrouvé dans les résidus 3,4. Ces molécules peuvent également enrichir la phase gazeuse du milieu interstellaire et des comètes, et huit des molécules identifiées au cours de ces expérimentations ont été observées dans les milieux astrophysiques.

La quantification des photoproduits obtenus montre la décroissance nette de leur abondance relative avec l’augmentation de la longueur de leur chaine carbonée (Figure 2A), tendance observée également dans la matière organique soluble des météorites 5 et dans les comètes 6. Des similitudes des abondances relatives des alcools et de leurs aldéhydes correspondants sont observées entre les expérimentations menées en laboratoire 2 et  les comètes Lovejoy et Hale Bopp riches en méthanol 7. Le photoprocessing du méthanol en phase solide pourrait ainsi expliquer une partie des molécules observées dans la phase gazeuse des objets riches en méthanol (Figure 2B). Certes le méthanol seul n’est pas représentatif des glaces interstellaires et cométaires, mais l’étude de son altération est cruciale pour la compréhension de la réactivité chimique ayant lieu au sein des glaces astrophysiques. La variation des abondances relatives après ajout d’autres molécules aux glaces tel que l’ammoniaque est attendue, et procurera des informations sur la réactivité induite par l’ajout de ces autres composants.

Evolution de l'abondance relative de certains photoproduits identifiés après irradiation et réchauffement d'une glace de méthanol pur (A), ainsi que les ratios Alcool/aldéhyde observés au sein de cette même expérience et comparés à ceux-ci observés au sein d'objets riches en méthanol telles que les comètes Lovejoy et Hale-Bopp.

Figure 2 : Evolution de l’abondance relative de certains photoproduits identifiés après irradiation et réchauffement d’une glace de méthanol pur 2 (A), ainsi que les ratios Alcool/aldéhyde observés au sein de cette même expérience et comparés à ceux-ci observés au sein d’objets riches en méthanol telles que les comètes Lovejoy et Hale-Bopp 7 (B).

 

 

Pour en savoir plus :

 

Références :

    Abou Mrad, N.; Duvernay, F.; Theulé, P.; Chiavassa, T.; Danger, G. Anal. Chem. 2014, 86, 8391–8399.
2     Abou Mrad, N.; Duvernay, F.; Chiavassa, T.; Danger, G. Mon. Not. R. Astron. Soc. 2016, accepted.
3     Vinogradoff, V.; Duvernay, F.; Danger, G.; Theulé, P.; Chiavassa, T. Astron. Astrophys. 2011, 530, A128.
4     Danger, G.; Orthous-Daunay, F.-R.; de Marcellus, P.; Modica, P.; Vuitton, V.; Duvernay, F.; Flandinet, L.; Le Sergeant d’Hendecourt, L.; Thissen, R.; Chiavassa, T. Geochim. Cosmochim. Acta 2013, 118, 184–201.
5     Pizzarello, S.; Cooper, G. W.; Flynn, G. J. In Meteorites and the Early Solar System II; 2006; pp. 625–651.
6     Bockelée-Morvan, D.; Crovisier, J.; Mumma, M. J.; Weaver, H. A. In Comets II; 2004; pp. 391–423.
7     Biver, N.; Bockelée-morvan, D.; Moreno, R.; Crovisier, J.; Colom, P.; Lis, D. C.; Sandqvist, A.; Boissier, J.; Despois, D.; Milam, S. N. Sci. Adv. 2015,1, e1500863

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