Exobiologie et Astrobiologie

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Sujet de thèse au PIIM
(Physique des Interactions Ioniques et Moléculaires, UMR7345, Marseille)

 

Laboratoire : PIIM, Université Aix-Marseille

Directeur de thèse : Thierry Chiavassa

Co-directeur: Fabrice Duvernay

Contact : Fabrice Duvernay          Tel :04-91-28-85-82       Lien Laboratoire

 

Ce sujet propose d’étudier en laboratoire la réactivité chimique d’analogue de grains interstellaires. Nous partirons de molécules primitives (H2O, CO2, CO, NH3, H2CO, CH3OH,…) constituants des glaces interstellaires.  Nous simulerons alors  l’évolution de la matière interstellaire du nuage moléculaire jusqu’aux objets du système solaire, notamment les comètes lorsque ces glaces sont soumissent à différents processus énergétiques (thermiques, irradiation VUV,…). L’objectif est de comprendre l’origine de la formation de molécules complexes (alcools, acides, esters, amines, amides…)  dans les conditions du milieu interstellaire et leur incorporation dans les petits objets du système solaire (comètes et météorites). Parmi l’ensemble des processus énergétiques susceptibles d’affecter la composition des glaces, nous nous intéresserons tout particulièrement à la formation de molécules induites par des processus thermiques et irradiations VUV [1-4]. Nous disposons pour cela d’un appareillage capable de simuler les conditions de vide et de température de tels environnements (dispositif AHIIA). L’évolution de la composition des glaces se fera par spectroscopie infrarouge et spectrométrie de masse ou encore GC-MS. Ces études ont pour vocation de proposer de nouveaux composés potentiellement détectables dans des environnements  cométaires ou dans les « cœurs chauds ». Ces données seront donc particulièrement utiles dans le cadre de l’interprétation des données collectées par la mission Rosetta dédiée à l’analyse du  noyau de la comète Churyumov-Gerasimenko.

Plusieurs glaces primitives de compositions différentes constitueront le point de départ de nos études avec en particulier, l’eau qui est la molécule dominante, l’ammoniac qui est la principale source d’azote et le méthanol qui est la molécule organique la plus abondante.

Contexte de l’étude :

 Les grains de poussières interstellaires (Fig. 1) dont la taille est de l’ordre de 0,1 μm sont constitués d’un cœur de silicates et/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 pour former des molécules comme H2O, CO, CO2, H2CO, CH3OH, NH3… Ces molécules vont peu à peu recouvrir la surface des grains formant  des glaces interstellaires dites «primitives» (Fig. 1).

 

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Figure 1 : Formation des glaces interstellaires.

 

La composition de ces glaces va alors évoluer lors de la transition du nuage moléculaire dense vers la formation d’un système planétaire (Fig. 2) [5]. L’effondrement d’une partie du nuage moléculaire dense sous l’effet de sa propre gravité, engendre la formation d’une protoétoile. Elle induit alors un réchauffement et des irradiations des mentaux de glace conduisant à la formation de molécules plus complexes. Certaines de ces nouvelles molécules sont des composés réfractaires qui restent coller sur le grain. D’autres au contraire sont des composés volatiles pouvant être délivrés en phase gazeuse, dans des régions appelées « cœurs chauds »  situées dans l’enveloppe interne autour de la protoétoile où les températures peuvent atteindre 100-200 K. 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 les grains coagulent dans des corps de plus en plus gros appelés planétésimaux dans 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.

 

Evolution de la matière interstellaire

                                 Figure 2 : Evolution de la matière interstellaire.         

 

Il semble donc qu’il existe un lien entre la composition des grains cométaires et météoritiques et celle des grains interstellaires primitifs contenus dans le nuage moléculaire. C’est cette relation que nous voulons établir en suivant tout le processus d’évolution de la compostions de ces grains.

 

Références bibliographiques :

[1] Theulé, P. ; Duvernay, F. ; Danger, G. et al. Advances in Space Research (2013) 52 1567

[2] Noble et al. MNRAS (2013) 428 3262

[3] Schutte et al. ICARUS (1993) 104 118

[4] Duvernay et al. A&A (2010) 523 A79

[5] Caselli, P. ; Ceccarelli, C. A&A review (2012) 20 56

 

 

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