L’atelier intitulé « Photochimie en orbite », organisé par Jean-Claude Guillemin (ENSC-Rennes) et Grégoire Danger (PIIM-Univ. Marseille), s’est déroulé Salle de l’Espace au CNES le 8 novembre 2011 et a eu pour objectif de rassembler la communauté scientifique concernée par le développement de missions spatialespour l’étude de processus photochimiques et biochimiques en orbite. Cet atelier a été organisé à la demande de Michel Viso, directeur du programme Exobiologie du CNES, et du Groupe de Travail Exobiologie.

Le but était de demander à la communauté scientifique intéressée par cette thématique de réfléchir aux avantages et inconvénients scientifiques de telles expérimentations et à leur potentialité pour de futures missions. L’irradiation de matière organique dans la gamme UV est primordiale pour l’activation, et l’évolution de celle-ci au sein d’environnements très variables allant des nuages moléculaires, jusqu’au sein des systèmes planétaires comme dans le cas des comètes ou des astéroïdes, ainsi qu’au sein d’atmosphères planétaires.

L’atelier s’est déroulé en trois parties. Dans un premier temps, un état des lieux a été effectué sur les expériences en laboratoire permettant de simuler la réactivité chimique induite par la photochimie au sein d’environnements astrophysiques ou planétaires. Différentes présentations ont ainsi permis de présenter les dispositifs disponibles au sein de nos laboratoires pour simuler ces conditions d’irradiation, et notamment la possibilité de simuler séquentiellement le spectre solaire au sein du synchrotron SOLEIL (présentation Dr. Laurent Nahon), ainsi que de l’importance de cette photochimie que ce soit en conditions astrophysique (grains interstellaires ou cométaires, présentation du Dr. Fabrice Duvernay, PIIM Marseille) ou planétaire (photochimie au sein de l’atmosphère de Titan, présentation du Dr. Nathalie Carrasco, LATMOS). La seconde partie de l’atelier a permis de faire un état des lieux des différentes missions spatiales d’astrochimie en orbite effectuées ou en cours (Dr. M. Bertrand, Univ. Orléans). La plupart de ces missions ont consisté à étudier l’évolution de molécules organiques spécifiques soumises à l’irradiation solaire et autres rayonnements (acides aminés, base nucléique… Pr. Hervé Cottin, LISA ; ou ARN, Pr. Marie-Christine Maurel, AnBiophys), et de comparer ces données à celles obtenues en laboratoire, de manière à estimer la présence ou non d’une différence de réactivité. Malgré l’impossibilité d’utiliser des analyses in situ, les premiers résultats des expériences d’irradiation effectuées en orbite montrent des évolutions notables des composés.

Localisation d’EXPOSE-R (et de l’expérience AMINO) à l’extérieur de la Station Spatiale Internationale

Un autre aspect de ces missions spatiales en orbite est d’obtenir la validation de dispositifs pour de futures missions spatiales interplanétaires, de manière à tester la robustesse de ceux-ci, depuis le lancement jusqu’à leur présence en orbite où ils sont soumis à différents rayonnements qui pourront les dégrader lors de leur transit interplanétaire (résistance des biopuces au sein de l’environnement de l’ISS, Dr. Michel Dobrijevic, LAB). La troisième et dernière partie de l’atelier a consisté en une table ronde centrée autour de la question de l’intérêt scientifique d’effectuer de telles expérimentations en orbite. Pour une partie des personnes présentes, il ressort que les simulations en laboratoire doivent être un préalable à toute mission spatiale. Il a été noté qu’actuellement les apports scientifiques de telles missions sont faibles par rapport aux coûts qu’elles engendrent, surtout en comparaison des expérimentations en laboratoire. Cependant, il est indéniable que ce type de missions engendre des avancées technologiques significatives. De plus, les premières missions ont permis de faire évoluer les systèmes des suivantes, car les premières ne permettaient pas un suivi in situ des expériences embarquées, ni de régulation en température des échantillons. Les prochains dispositifs doivent permettre un suivi in situ par spectroscopie infrarouge et spectrométrie de masse, ainsi qu’une régulation en température des échantillons. Ces avancées technologiques permettront d’améliorer de manière significative les retombées scientifiques des futures missions en orbite. En ce qui concerne l’environnement au sein duquel doivent être mis en orbite les dispositifs, il a été relevé que la station orbitale internationale n’est pas le meilleur endroit, du fait d’importantes pollutions des échantillons provenant de la station. Pour ce qui est de la question centrale de cet atelier, à savoir l’intérêt scientifique de telles expérimentations en orbite, il ressort que le principal intérêt est la possibilité d’effectuer un traitement de plusieurs échantillons en même temps avec toute une gamme de rayonnement (UV, rayons cosmiques…) appliquée en une fois, ce qui est difficilement faisable en laboratoire. Cette approche permettrait d’évaluer l’impact de l’ensemble de ces processus appliqués en une fois sur un système moléculaire donné, par rapport à des études en laboratoire de ces mêmes processus effectués séparément sur le même système moléculaire. Enfin, pour ce que est des différents systèmes chimiques à étudier et expériences à effectuer, il ressort de la première partie de cet atelier, que nombre de réactions peuvent être proposées à partir des expérimentations déjà effectuées en laboratoire.

La complémentarité des expérimentations en orbite et en laboratoire a été particulièrement mise en évidence.

De l’hydantoïne a été obtenue en laboratoire dans des conditions similaires à celles existant au sein des glaces interstellaires. C’est le résultat auquel viennent d’arriver des chercheurs de l’Institut d’Astrophysique Spatiale (CNRS, Université Paris-sud), du Centre de Biophysique Moléculaire (CNRS) et de la NASA. Issue de la condensation de l’urée et de l’acide glycolique présentes par ailleurs dans les météorites, l’hydantoïne, peut jouer le rôle de catalyseur pour la formation de chaines peptidiques. Cette formation de proto-protéines peut avoir lieu dans des conditions adéquates, telles celles qui existaient dans les océans de la Terre primitive, étape probablement essentielle à l’apparition de la vie.

Le milieu interstellaire contient beaucoup de molécules, en particulier organiques. Observées dans la phase gazeuse par la radioastronomie, ces molécules se condensent facilement sous forme de glaces « sales »,  sur les grains interstellaires dans les régions de formation d’étoiles, connues sous le nom de nuage moléculaires denses. En s’effondrant, ces nuages vont former étoiles, disques protoplanétaires, planètes et toutes sortes de débris comme les comètes et les astéroïdes. L’hypothèse selon laquelle comètes et astéroïdes en tombant à la surface de la Terre ont pu amener eau et matière organique nécessaires à une activité de chimie prébiotique menant ensuite à l’origine de la vie a été considérée depuis longtemps. Ces glaces sales peuvent être reproduites en laboratoire, leurs spectres infrarouges enregistrés et comparés avec succès aux observations astronomiques. La simulation en laboratoire peut prendre en compte les processus d’irradiation, en particulier dans l’ultraviolet, qui mènent à une photochimie très riche et à la fabrication dans ces glaces de nombreux composés chimiques considérés comme prébiotiques, en particulier de très nombreux acides aminés.

Comète Hale-Bopp avec en surimpression la formule chimique de l'hydantoïne. © N. Biver. LESIA.

Au cours de ces simulations, des molécules aussi importantes que l’urée et l’acide glycolique sont formées, molécules déjà présentes dans les comètes. Or, en chimie organique la condensation de l’urée et de l’acide glycolique permet d’obtenir une molécule bien spécifique, l’hydantoïne. Une collaboration entre des chercheurs de l’Institut d’Astrophysique Spatiale (CNRS-UPS) à Orsay, du Centre de Biophysique Moléculaire à Orléans (CNRS) et de NASA Ames a permis de détecter récemment cette importante molécule dans les résidus organiques produits lors de ces simulations. L’importance de ce résultat tient dans le fait que l’ hydantoïne est connue pour être un catalyseur de formation de chaînes peptidiques et donc de ce que les chimistes appellent des oligopeptides qui peuvent être considérées comme des protoprotéines. Ainsi donc, dans des conditions anoxiques de l’atmosphère primitive de la Terre et en présence d’eau liquide, la libération d’hydantoïne, en complément de nombreuses autres molécules organiques, permettrait de faciliter grandement la fabrication de « protoprotéines » en milieu aqueux ainsi que suggéré par les modèles théoriques développés dans les années 1990 par A. Commeyras à Montpellier. Ce résultat sur l’hydantoïne devrait permettre d’élaborer des scénarios expérimentaux visant à la production des ces oligopeptides dans un océan primitif par un processus physico-chimique déterministe menant à l’apparition de protéines, une étape incontournable pour l’apparition de la vie.

Pour en savoir plus :

« Prebiotic Significance of Extraterrestrial Ice Photochemistry : Detection of Hydantoin in Organic Residues ». Pierre de Marcellus, Marylène Bertrand, Michel Nuevo, Frances Westall, and Louis Le Sergeant d’Hendecourt. L., Astrobiology, vol. 11, no. 9, pages 847-854, Novembre 2011.

Un article de synthèse [1] récemment publié dans la revue Nature fait le point suite au nombre croissant de détections d’argiles et autres minéraux hydratés à la surface de Mars. Que nous apprennent ces minéraux sur l’histoire de la planète ? Les auteurs révèlent que la majeure partie des argiles détectées auraient été formées dans le sous-sol martien par des processus hydrothermaux plutôt qu’en surface dans des étendues d’eau liquide. Ces dernières auraient été relativement rares au cours de l’histoire de Mars, tandis que le sous-sol connaissait des conditions bien plus propices à l’émergence, voire au développement de la vie.

Depuis de nombreuses années, diverses formations géologiques liées à l’action de l’eau liquide (lits de rivières asséchées, deltas, anciens lacs…) ont été observées à la surface de Mars. L’image d’une planète Mars primitive au climat chaud et humide, et à l’atmosphère plus épaisse permettant un cycle hydrologique en surface semblable à celui de la Terre, était assez répandue. Mais depuis l’arrivée en orbite martienne des sondes Mars Express (2004) et MRO (2006), les indices sur l’environnement passé de Mars ne sont plus seulement morphologiques mais également minéralogiques. Les spectro-imageurs OMEGA et CRISM embarqués sur ces sondes ont détectés des minéraux hydratés (argiles et sulfates) formés en présence d’eau, dont la nature renseigne sur les conditions environnementales au moment de leur formation. C’est en se basant sur le nombre croissant de données acquises depuis 2004 et sur les mécanismes de formation des minéraux détectés que les auteurs de l’étude [1] proposent une nouvelle lecture de l’histoire de Mars.

Les cratères d’impacts et l’érosion exposent en surface des minéraux jadis enfouis dans le sous-sol martien. Les spectro-imageurs embarqués sur les sondes Mars Express et Mars Reconnaissance Orbiter permettent de déterminer leur nature en analysant la lumière qu’ils renvoient. (crédits : NASA/JPL-Caltech/JHUAPL)

Les argiles se forment généralement sur Terre via une érosion lente des roches par de l’eau liquide. Ce processus de formation a sans doute été similaire sur Mars, mais il n’a pas nécessairement eu lieu en surface. En effet, les argiles les plus abondantes sur Mars sont des smectites de fer et de magnésium (ex. : nontronite, saponite) dont la formation s’explique plus aisément par l’érosion de roches par de faibles quantités d’eau dans un système fermé (c’est à dire sans contact avec l’atmosphère) et à des températures relativement chaudes, jusqu’à 400°C pour certaines argiles détectées. Ces conditions de formation n’auraient pas été réunies à la surface de Mars : de grandes quantités d’eau en contact avec l’atmosphère auraient conduit à la formation d’argiles de composition élémentaire différente des smectites de fer et de magnésium observées en majorité sur Mars, dans la croûte des terrains les plus anciens.

Chronologie indiquant les ères géologiques de la planète Mars ainsi que la nature des environnements aqueux et des minéraux d’altération formés à l’époque et observés aujourd’hui dans différents endroits de la surface de Mars par CRISM et OMEGA. Figure adaptée de Ehlmann et al. 2011.

Selon ce scénario, de -4,1 à -3,7 milliards d’années, durant toute la période du Noachien, Mars a connu un sous-sol chaud et humide où avaient lieu des processus hydrothermaux entretenus par le bombardement météoritique, le volcanisme et le gradient géothermique. Cette sous-surface où les interactions entre eau liquide et roches étaient privilégiées a pu constituer un environnement idéal pour le développement et l’hébergement de systèmes vivants.

À l’inverse, la surface de Mars serait restée froide et aride, principalement gouvernée par des processus impliquant l’eau sous forme de glace ou de gaz, et seulement très ponctuellement sous forme liquide à la faveur de changements climatiques dus à une forte obliquité et/ou à des émissions volcaniques de gaz à effet de serre. Vers -3,7 milliards d’années, l’écoulement d’eau liquide en surface a pu connaître une activité importante, bien qu’éphémère, creusant lits de rivières et deltas, et formant des dépôts stratigraphiques d’argiles recouverts d’argiles riches en aluminium (ex. : montmorillonite) dont la formation est privilégiée en système ouvert (lorsque l’eau est abondante et en contact avec l’atmosphère). La disponibilité de l’eau liquide aurait été bien plus longue dans le sous-sol, avant de décliner progressivement avec la baisse des processus générateurs de chaleur (impacts, volcanisme et gradient géothermique évoqués précédemment).

Ce réseau fluviatile observé dans les terrains anciens de l’hémisphère sud de Mars par les orbiteurs Viking atteste de l’écoulement passé d'eau liquide sur Mars : mais pendant combien de temps ?... (crédits : NASA/JPL/Calvin Hamilton/LPI)

Ce scénario d’une planète Mars primitive à la surface froide et aride est en accord avec les modélisations atmosphériques [2] effectuées en laboratoire pour tenter de comprendre quel a pu être le climat martien il y a plus de 3,7 milliards d’années. Ces simulations numériques montrent qu’une atmosphère plus épaisse qu’aujourd’hui autour de Mars aurait effectivement permis une température de surface un peu plus chaude, mais cependant trop froide pour maintenir sur le long terme un climat chaud et humide comme sur Terre.

La sonde MAVEN (pour Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN) qui sera lancée fin 2013 pourra apporter de nouveaux éléments de réponse. Elle analysera l’atmosphère martienne pour tenter de savoir si oui non elle était plus épaisse qu’aujourd’hui il y a environ 4 milliards d’années. Par ailleurs, le robot Opportunity analyse actuellement les rebords d’un cratère datant du Noachien autour duquel l’instrument CRISM a détecté des argiles. Enfin, le robot Curiosity de la mission Mars Science Laboratory sera lancé le 25 novembre et se posera début août 2012 dans le cratère Gale, notamment pour y analyser les argiles qui y ont été détectées.

Références :

[1] Bethany L. Ehlmann, John F. Mustard, Scott L. Murchie, Jean-Pierre Bibring, Alain Meunier, Abigail A. Fraeman & Yves Langevin, Subsurface water and clay mineral formation during the early history of Mars, Nature 479, 53–60, 3 novembre 2011, doi:10.1038/nature10582

[2] Ces modélisations sont réalisées au Laboratoire de Météorologie Dynamique de l’Université Pierre et Marie Curie. Robin Wordsworth, François Forget et leurs collègues ont présenté des résultats de modélisation de l’atmosphère de Mars primitive au congrès international DPS-EPSC qui s’est tenu à Nantes en octobre 2011. Voir par exemple : R. Wordsworth , F. Forget, E. Millour, J.-B.Madeleine & B. Charnay, Comparison of scenarios for Martian valley network formation using a 3D model of the early climate and water cycle, EPSC Abstracts, Vol. 6, EPSC-DPS2011-1373, 2011, EPSC-DPS Joint Meeting 2011 (http://meetingorganizer.copernicus.org/EPSC-DPS2011/EPSC-DPS2011-1373.pdf)

Un berceau possible de la vie sur Terre vient d’être identifié par une équipe internationale menée par des chercheurs du Laboratoire de géologie de Lyon : Terre, planètes et environnement (CNRS/Université Claude Bernard Lyon 1/ENS de Lyon). Il s’agit des volcans de boue d’Isua, au sud-ouest du Groenland. Ces volcans ont libéré, il y a presque quatre milliards d’années, des éléments chimiques indispensables à la formation des premières biomolécules, dans des conditions propices à la vie. C’est la première fois qu’un tel environnement, réunissant tous les éléments nécessaires pour l’éclosion de la vie, est identifié par des scientifiques dans des terrains vieux de 3,8 milliards d’années. Ces travaux sont publiés cette semaine dans la revue PNAS.

La serpentinite est une roche vert sombre utilisée en décoration et joaillerie. Dans la nature, elle se forme lorsque de l’eau de mer s’infiltre dans le manteau supérieur, à des profondeurs pouvant aller jusqu’à 200 km dans les zones de subduction. D’après les scientifiques, cette roche, située en particulier dans les parois des sources hydrothermales, pourrait jouer un rôle majeur dans l’apparition des premières biomolécules.

Il a été souvent présumé que la vie s’est développée à proximité de sources hydrothermale connues sous le nom de fumeurs noirs (1), comme il en existe au fond de l’océan le long des rides médio-océaniques. La richesse de ces « geysers » sous-marins en hydrogène, méthane et ammoniac semblait favorable à l’émergence de la vie primitive. Malheureusement, ces fumeurs noirs sont très acides, ce qui ne permet pas de stabiliser les acides aminés, et donc de former des molécules organiques.

L’équipe de scientifiques qui publie cet article s’est intéressée aux serpentinites d’Isua, au sud-ouest du Groenland, qui datent du début de l’Archéen (2). Agées de 3,8 milliards d’années, les roches d’Isua figurent parmi les plus anciennes du monde. S’appuyant sur les isotopes du zinc comme indicateur du caractère basique ou acide d’un milieu, les chercheurs ont mis en évidence le caractère basique des eaux thermales qui ont baigné les serpentinites d’Isua, révélant ainsi que ces roches constituaient un environnement favorable à la stabilisation des acides aminés.

Les chercheurs ont également comparé ces serpentinites à des équivalents récents provenant de la dorsale de l’océan Arctique, des Alpes et du Mexique : les roches d’Isua présentent un appauvrissement exceptionnel en isotopes lourds du zinc par rapport à ces dernières. En revanche, leur zinc est isotopiquement semblable à celui des volcans de boue de la fosse des Mariannes. Il y a près de 4 milliards d’années, alors que les continents n’occupaient qu’une très petite partie de la surface du globe, la croûte océanique d’Isua devait être traversée par des fluides hydrothermaux basiques, riches en carbonates et à des températures de 100 à 300°C. Un autre élément indispensable à la vie, le phosphore, est abondant dans les milieux où se produit la serpentinisation (3). Or, ce processus est à l’origine des volcans de boue. Ainsi, toutes les conditions nécessaires étaient réunies à Isua pour que des molécules organiques puissent non seulement se former mais aussi être stables. Les volcans de boue d’Isua constituent donc un environnement particulièrement propice à l’émergence de la vie primitive terrestre.

Pour être reconnue en temps que telle, une science se doit de définir ses objectifs. Il en va de même pour la chimie prébiotique.

Celle-ci pourrait être définie comme l’étude de l’évolution chimique ayant conduit à la formation des premiers organismes vivants. Le passage du « non-vivant » au « vivant » a forcément été progressif et la logique aristotélicienne, qui veut qu’un élément n’appartienne qu’à une seule de ces classes (« vivant » ou « non-vivant »), ne permet donc pas de caractériser de manière satisfaisante les systèmes durant la période prébiotique.

(c) Warwick Bromley

Dans les années soixante Zadeh a introduit un outil méthodologique, la logique floue, permettant de traiter ces questions pour lesquelles il n’existe pas de critères clairs quant à l’appartenance exclusive à une classe.  En logique floue, un objet est caractérisé par un index, variant de 0 à 1, caractérisant son appartenance plus ou moins grande à une classe.  Un indice 1 signifie que l’objet appartient exclusivement à la classe A, mais rien n’empêche un objet d’appartenir simultanément à la classe A et à la classe B.  Dans un tel cas, l’objet est caractérisé pour chacune de ses classes par un index compris entre 0 et 1.   La chimie prébiotique  peut ainsi être considérée comme la recherche des mécanismes réactionnels ayant mené à la transition de systèmes caractérisés par un index de 0 sur l’échelle du vivant vers des systèmes caractérisés par un index de 1.

Bien évidemment, le choix des critères permettant de définir les limites extrêmes de l’échelle qui va du non-vivant (classe A) au vivant (classe B) sont nécessairement conventionnels et les auteurs font une proposition en la matière. Ils accordent la valeur 1 à la cellule et la valeur 0 aux molécules,  mêmes constitutives des êtres vivants, pour autant que ces molécules existent dans la nature et résultent de synthèses abiotiques. C’est le cas des acides aminés qui, ont le sait, sont présents dans la matière chondritique.

Selon les auteurs d’un article récent paru dans les « Comptes Rendus Chimie », les expériences historiques de Stanley Miller qui, à l’époque relevaient de la chimie prébiotique (elles n’avaient pas encore été détectées dans la chondrite de Murchison), n’en relèveraient plus si elles étaient pratiquées aujourd’hui. En revanche, les travaux visant à trouver des voies de synthèse de nucléotides dans les conditions qui prévalaient sur la Terre primitive, relève aujourd’hui de la chimie prébiotique ; un  nucléotide est déjà « un peu » vivant et un polynucléotide l’est plus encore !

Pour en savoir plus :

Bruylants, G., Bartik, K., and Reisse, J., 2011. Prebiotic chemistry: A fuzzy field. Comptes Rendus Chimie 14, 388-391. (lien)

Une mission spatiale est actuellement en préparation afin de chercher des traces de vie dans des roches martiennes. Prévue pour un lancement en 2018, elle combine les missions européenne, ExoMars, et américaine, Max-C, initialement développées. Elle constitue la première étape du projet Mars Sample Return dont l’objectif est de sélectionner et de stocker des roches avant de les renvoyer sur Terre en 2025.

Pour rechercher de la vie sur Mars il faut répondre à deux questions : quel genre de vie peut-on s’attendre à trouver sur Mars ? et quelle stratégie utiliser pour en identifier les éventuelles traces? Pour répondre à ces questions notre approche consiste à se servir de roches terrestres très anciennes qui se sont formées à la même époque que le Noachien martien (de -4,1 à -3,5 Ga). La planète rouge avait alors un environnement habitable, avec notamment de l’eau liquide en surface. Cette similitude dans les conditions environnementales sur la jeune Terre et la jeune Mars laisse penser qu’une vie martienne aurait pu y apparaître et y survivre pendant au moins plusieurs centaines de millions d’années. Comme sur la jeune Terre, les sédiments volcaniques et leurs produits d’altération (argiles, phyllosilicates) qui se sont déposés sur le littoral de grands bassins, auraient pu être le lieu de développement de colonies microbiennes. Par exemple, des organismes chimiolithotrophes auraient pu coloniser la surface de grains volcaniques, la poussière volcanique et les pores de morceaux de pierre de ponce, ou des organismes phototrophes auraient pu se développer et former des tapis sur les surfaces de sédiments exposés à la lumière du Soleil. Si tel est le cas, ces microbes pourraient alors être encore présents sous forme de fossiles, cachés dans les sédiments martiens de plus de 3,5 Ga.

Concept artistique de la mission Mars Sample Return (c) NASA

Afin d’élaborer une stratégie pour détecter ces hypothétiques fossiles, nous avons donc analysé des roches terrestres vieilles de 3,446 Ga provenant du Kitty’s Gap Chert, du Craton de Pilbara en Australie. L’étude de ces roches contenant parmi les plus anciennes traces de vie terrestre nous a permis de caractériser l’environnement géochimique à l’échelle des microbes, de l’ordre de quelques dizaines à plusieurs centaines de micromètres. De petits filaments (de 0,3 µm d’épaisseur et de plusieurs dizaines de micromètres de longueur) ainsi que des colonies et des chaînes de petites coques microbiennes (0,4-0,8 µm) silicifiés ont ainsi été analysés. Leur origine biologique à pu être démontrée à partir de leur morphologie, leur composition carbonée, leur composition isotopique en carbone et leur distribution par rapport à des micro-habitats. En effet, ces traces très anciennes sont particulièrement délicates à étudier ; elles ne sont pas visibles à l’œil nu ni même au microscope optique par exemple. Leur identification nécessite donc l’utilisation d‘instruments de très haute résolution et de très haute performance. De tels équipements n’étant pas spatialisables, cette étude montre qu’il sera probablement impossible d’identifier sans ambiguïté des traces de vie directement à la surface Mars et qu’il faudra attendre les échantillons rapportés sur Terre en 2025. La stratégie utilisée pour réaliser ces analyses devra alors être la même que celle utilisée lors de l’étude des plus anciennes traces de vie fossile terrestre.

 Ces travaux viennent d’être publiés dans Planetary and Space Science :

Westall, F., et al., 2011. Volcaniclastic habitats for early life on Earth and Mars: A case study from 3.5 Ga-old rocks from the Pilbara, Australia. Planetary and Space Science 59 (2011) 1093–1106

Quelle est l’origine de la vie ? Qu’est-ce qui la caractérise et la distingue du non-vivant ? Est-ce une singularité terrestre ? Plusieurs scientifiques de renom se sont interrogés sur les étapes successives et les conditions nécessaires au développement de la vie. Des pistes originales émergent des analyses du contenu matériel du cosmos, des propriétés chimiques et biologiques du vivant et de la reconstitution d’une genèse terrestre.

Un colloque organisé par Vincent Bontems (Larsim, CEA/Iramis et Fondation pour la Science), Vincent Minier(Laboratoire AIM Paris Saclay et CEA/IRFU) et Michel Morange (Centre Cavaillès, Cirphles, ENS), en partenariat avec Innovaxiom.

Les vidéos des interventions sont ici visibles sur le site d’Innovaxiom.

Roland Lehoucq : Les représentations de la vie : de H.G. Wells à Avatar

Avec au programme :

• Charles Auffray
  Biochimiste, Laboratoire de génomique fonctionnelle et biologie systémique en santé, CNRS Villejuif
  La morphogenèse revisitée par la relativité d’échelle

• André Brack
  Astrobiologiste, Centre de biophysique moléculaire, CNRS Orléans
  La Terre, berceau de la vie

• Vincent Bontems
  Philosophe, Larsim, CEA Saclay
  Individuation biologique et complexité du vivant

• Andrea Cavazzini
  Philosophe, Groupe de recherches matérialistes, Toulouse II-Le Mirail
  Individuation biologique et complexité du vivant

• Patrick Forterre
  Microbiologiste, Unité de biologie moléculaire du gène chez les extrêmophiles, Institut Pasteur
  Les mondes à ARN et ADN à haute température

• Matthieu Gounelle
  Astrophysicien, Laboratoire de minéralogie et cosmochimie, Muséum national d’histoire naturelle
  Météorites et origines de la vie : sciences et fantaisies

• Alexei Grinbaum
  Philosophe et physicien, Larsim, CEA Saclay
  Le statut du vivant : le cas des golems

• Etienne Klein
  Physicien, Larsim, CEA Saclay
  De quoi l’origine est-elle le nom ?

• Roland Lehoucq
  Astrophysicien, Laboratoire AIM Paris-Saclay, CEA
  Les représentations de la vie : de H.G. Wells à Avatar

• Vincent Minier
  Astrophysicien, Laboratoire AIM Paris-Saclay, CEA
  Le voyage des molécules : des piliers de la création à la Terre

• Michel Morange
  Biologiste, Centre Cavaillès, CIRPHLES, ENS
  Synthèse du colloque

• Laurent Nahon
  Physicien, Ligne de lumière DESIRS, Synchrotron SOLEIL
  Une piste astrophysique pour l’origine de l’homochiralité de la vie

• Laurent Nottale
  Astrophysicien, Observatoire de Paris-Meudon, CNRS
  La morphogénèse revisitée par la relativité d’échelle