Voyage dans l’univers : du milieu interstellaire vers l’étude des glaces interstellaires

L‟apparition de la vie sur Terre est une question qui s‟est posée à de nombreuses reprises dans l‟Histoire de l‟Humanité. De nombreux groupes de chercheurs ont tenté d‟y répondre en se basant sur les conditions qui pouvaient régner sur la Terre primitive. Depuis quelques dizaines d‟années, d‟autres groupes de chercheurs ont proposé que la vie ait pu apparaitre à l‟aide de corps d‟intérêt exogènes, situés dans l‟Univers. En effet, l‟Univers tel qu‟on le connait est composé de nombreux corps d‟intérêt tels que les galaxies, les étoiles les planètes, les astéroïdes ou bien les comètes. Certains de ces corps pourraient contenir les « briques de la vie » nécessaires à l‟apparition de la vie sur la Terre primitive. La thèse « Origines de molécules organiques complexes dans le milieu interstellaire : entre réduction de composés insaturés et photochimie » s‟inscrit dans la dynamique du développement de la recherche de la formation de ces « briques de la vie ». Elle ne va étudier leur formation dans les corps d‟intérêt mais plutôt dans des glaces qui recouvrent les grains de poussière interstellaires. En plus de l‟aspect prébiotique, elle a pour vocation de comprendre les liens chimiques entre les molécules organiques détectées dans le milieu interstellaire et de pouvoir établir des schémas de formation et de destruction de ces molécules. Avant de détailler la chimie des glaces interstellaire qui est à l‟échelle moléculaire, il convient de prendre un grand angle et se placer à l‟échelle astronomique afin de comprendre ce qu‟est que le milieu interstellaire et pourquoi on s‟y intéresse. Le milieu interstellaire pourrait être défini comme l‟espace situé entre les étoiles. Bien qu‟excluant les étoiles et les systèmes planétaires, l‟observation du milieu interstellaire montre qu‟il est composé de nombreuses régions d‟intérêt où la matière est présente sous différentes formes : ionique ou neutre, atomique ou moléculaire et gazeuse ou solide. Les différentes régions du milieu interstellaire sont présentées selon leur température, des régions les plus chaudes correspondant aux gaz coronaires jusqu‟aux régions les plus froides correspondant aux nuages moléculaires.

Les régions d‟intérêt du milieu interstellaire

Le gaz coronal

Le gaz coronal (Hot Ionised Medium : HIM) correspond aux gaz éjectés par les supernovas. Ce sont de larges régions ayant une faible densité de l‟ordre de 0,0065 particules cm-3 (Ferrière 2001).

Les régions contenant le gaz coronal sont parmi les régions les plus extrêmes du milieu interstellaire. En effet les gaz chauffés par les restes de supernovas ainsi que les vents stellaires atteignent une température de l‟ordre de 10⁶ K. La matière composant le gaz coronal est également dans un état d‟ionisation très élevé. En effet, le carbone, l‟azote et l‟oxygène sont respectivement retrouvés sous formes d‟ions C3+, N4+, O5+ (Shelton et Cox 1995). Du fait du haut état d‟ionisation, ces gaz chauds émettent des photons de haute énergie et sont analysés dans le domaine des rayons X (Robson et Davé 2020).

Les régions H II

Les régions H II correspondent aux zones du milieu interstellaire contenant majoritairement un plasma d‟hydrogène comme illustré dans la figure 1.1. Dans ces régions, l‟hydrogène est ionisé en H+ (Ferrière 2001). L‟ionisation est liée aux UV émis par les étoiles de type O ou B ayant des températures de surface supérieures à 20000 K. En effet leur maximum d‟émission se trouve autour de 120 nm dans la région des UV.

Les régions H II sont aussi appelées nébuleuses en émission. Le nom H II correspond à l‟hydrogène à l‟état ionisé H+ tandis que le nom H I correspond à l‟hydrogène à l‟état neutre H. Les régions H II contiennent 90 % d‟hydrogène. Bien que l‟estimation des abondances des éléments autres que l‟hydrogène soit sujette à des incertitudes, ces autres éléments sous forme ionisée sont également présents dans les régions H II. L‟élément le plus abondant après l‟hydrogène est l‟hélium présent sous la forme He+ [He II] (Tsamis et al. 2003). Dans les régions H II, les autres éléments sont présents en état de trace. Sont détectés l‟oxygène, ionisé en O+ [O II] et O2+ [O III], l‟azote ionisé en N+ [N II] et N2+, le carbone ionisé en C2+ [C III] et le soufre ionisé en S+ [S II] et S2+ [S III]. La densité des régions H II varie de 10 à 100000 molec.cm-3. Du fait de leur proximité aux étoiles chaudes, les régions H II sont des régions très chaudes ayant une température moyenne de 8000 K. Elles sont également appelées nébuleuses en émission car l‟hydrogène ionisé produit des photons dans le visible à 656 nm.

Les régions chaudes et ionisées

Les régions chaudes et ionisées (Warm Ionized Medium : WIM) sont très similaires aux régions H II. En effet, ces régions sont également au voisinage d‟étoiles chaudes de type O ou B émettant des UV suffisamment énergétiques permettant d‟ioniser l‟hydrogène. Elles présentent également une température moyenne de 8000 K. D‟autres éléments tels que l‟hélium, l‟oxygène, l‟azote ou le carbone sont aussi présents mais dans des états d‟ionisation moins avancés que dans les régions H II. Contrairement aux régions H II, la proportion de O+ est plus grande que celle de O2+. Ce qui permet également de différencier les régions chaudes et ionisées des régions H II, ce sont leur taille et leur densité. Ce sont des régions moins compactes et beaucoup plus diffuses que les régions H II. Elles sont de l‟ordre de 10 à 15 fois plus grandes que les régions H II. De plus, la densité y est plus faible que dans les régions H II, de l‟ordre de 0.2 à 0.5 particules cm-3 (Ferrière 2001). Le caractère diffus des régions chaudes ionisées est illustré dans la figure 1.2 qui présente la répartition de l‟hydrogène ionisé dans la Voie Lactée. Les plus hautes densités d‟hydrogène atomique correspondent aux régions H II qui forment des points chauds. Les régions où le signal est plus faible correspondent aux régions chaudes et ionisées.

Les régions chaudes et neutres 

Les régions chaudes et neutres (Warm Neutral Medium : WNM) ont, de manière analogue aux régions chaudes et ionisées, des températures comprises entre 6000 et 10000 K. De plus, ce sont des régions ayant une faible densité de matière, de l‟ordre de 0,2 à 0,5 particules cm-3 (Ferrière 2001). L‟état de la matière permet de différencier les régions chaudes et neutres des régions chaudes et ionisées du milieu interstellaire. En effet dans les régions chaudes et neutres, l‟état d‟ionisation est moins avancé et on y retrouve principalement l‟hydrogène sous forme atomique et neutre H I plutôt que sous forme ionisée H II. Le deuxième élément le plus abondant est l‟hélium également présent à l‟état fondamental ou neutre. Ces régions ne sont pas situées au voisinage direct des étoiles mais plutôt au voisinage des régions HII et des régions chaudes et ionisées. Les régions chaudes et neutres sont chauffées par des rayons cosmiques de basse énergie ne permettant pas d‟ioniser la matière mais plutôt de la dissocier. Ainsi, ces régions peuvent être considérées comme des régions de photodissociation du milieu interstellaire.

Les régions froides et neutres 

Les régions froides et neutres (Cold Neutral Medium : CNM) du milieu interstellaire sont similaires aux régions chaudes et neutres. Elles contiennent également en majorité de l‟hydrogène et de l‟hélium sous forme atomique et neutre. Les régions froides et neutres ont cependant une basse température comprise entre 50 et 100 K et une densité de l‟ordre de 20 et 50 particules cm-3 qui permet de les différencier des régions chaudes et neutres. Ces régions sont situées au voisinage des nuages moléculaires (Ferrière 2001). L‟observation des régions neutres, chaudes et froides, du milieu interstellaire se fait par radioastronomie. Elles sont détectées par la bande à 21 cm de l‟hydrogène, identifié pour la première fois en 1951 à travers l‟observation de la Voie lactée (Ewen et Purcell 1951).

L‟observation de cette longueur d‟onde dans le domaine radio présente l‟avantage de pouvoir déterminer la colonne de densité de l‟hydrogène atomique permettant ainsi la distinction entre les régions neutres chaudes et froides du milieu interstellaire.

Les nuages moléculaires

Les nuages moléculaires sont des régions du milieu interstellaire où la densité est suffisamment importante pour permettre à l‟hydrogène atomique H de se recombiner en hydrogène moléculaire H2. La densité de matière des nuages moléculaires permet d‟atténuer les rayonnements et ainsi de limiter la dissociation des molécules. Trois catégories de nuages moléculaires existent dans le milieu interstellaire : les nuages moléculaires diffus, les nuages moléculaires translucides et les nuages moléculaires denses (Snow et McCall 2006).

Les nuages moléculaires diffus 

Les nuages moléculaires diffus sont des régions du milieu interstellaire où l‟hydrogène atomique se recombine en hydrogène moléculaire. Dans ces régions, les rayonnements sont suffisamment atténués pour permettre à l‟hydrogène moléculaire de subsister. En effet la densité y est comprise entre 100 et 500 particules cm-3 (Snow et McCall 2006). Cependant du fait de leur caractère diffus illustré dans la figure 1.4, une partie des rayonnements UV et cosmiques parvient à passer et à dissocier l‟hydrogène moléculaire formé.

Il en résulte que ces régions contiennent une faible fraction d‟hydrogène moléculaire avec le rapport H2/H est de l‟ordre de 0,1 (Neufeld et al. 2005). De plus, dans ces régions, CO peut également être dissocié. Du fait de la présence de ces rayonnements, il existe en plus de l‟hydrogène des atomes présents à l‟état fondamental tels que C, N ou O. Certaines molécules peuvent cependant être observées dans les nuages moléculaires diffus tels que C2, C3 ou CN. La température des nuages moléculaires diffus est comprise entre 30 et 100 K.

Les nuages moléculaires translucides 

Depuis le début des observations du milieu interstellaire, de nombreux groupes n‟ont généralement considéré que deux groupes de nuages moléculaires : les nuages moléculaires diffus et les nuages moléculaires denses. Cependant au fur et à mesure des années, une nouvelle catégorie de nuage moléculaire a été définie : les nuages moléculaires translucides .

Les nuages moléculaires translucides peuvent être définis comme des régions où les rayonnements cosmiques sont suffisamment atténués pour permettre à CO de se former et de subsister (van Dishoeck et al. 1989). Ils constituent un intermédiaire entre les nuages moléculaires diffus et nuages moléculaires denses. Ainsi, dans ces régions le carbone est sous forme moléculaire et atomique mais plus juste sous la forme atomique majoritairement retrouvée dans les nuages moléculaires diffus. Outre CO, de nombreuses molécules contenant du carbone telles que CH, CN, HCN, HCO+ sont également présentes dans les nuages moléculaires translucides (Wooden et al. 2004). La quantité de rayonnement cosmique étant diminuée, la dissociation de l‟hydrogène moléculaire en hydrogène atomique ralentit fortement. En effet, dans les nuages translucides l‟hydrogène moléculaire est plus abondant que l‟hydrogène atomique et le rapport H2/H est de l‟ordre de 10 (Neufeld et al. 2005). Ce sont également des régions plus denses ayant une densité comprise entre 500 et 5000 particules cm-3 et plus froides avec des températures comprises entre 15 et 50 K (Snow et McCall 2006).

Les nuages moléculaires denses 

Les nuages moléculaires denses font partie des régions les plus concentrées du milieu interstellaire avec une densité supérieure à 10⁴ particules cm-3 (Snow et McCall 2006). Ce sont également des régions froides avec une température comprise entre 10 et 50 K. La matière y est présente à la fois sous forme de gaz et sous forme solide. Du fait de la densité, les rayonnements UV et visibles sont absorbés et ne peuvent traverser les nuages moléculaires denses. Ils sont ainsi également appelés nuages sombres (dark cloud) car au télescope .

De manière analogue aux nuages moléculaires translucides, l‟hydrogène moléculaire est plus abondant que l‟hydrogène atomique dans les nuages moléculaires denses avec un rapport H2/H de l‟ordre de 10 (Neufeld et al. 2005). Le blocage des rayonnements UV va également permettre à d‟autres atomes de se recombiner pour former des molécules. Dans les nuages moléculaires denses le carbone va également être majoritairement présent sous forme moléculaire. Le CO va être la molécule carbonée la plus abondante mais il va également y avoir C2, C2H, CN, HCN. L‟absence de rayonnement énergétique dissociant les molécules va également permettre la formation de molécules plus complexes telles que CH3OH, CH3CN ou HC11N (Wooden et al. 2004).

Table des matières

Introduction
CHAPITRE 1 : Voyage dans l’univers : du milieu interstellaire vers l’étude des glaces interstellaires
1. Les régions d‟intérêt du milieu interstellaire
1.1. Le gaz coronal
1.2. Les régions H II
1.3. Les régions chaudes et ionisées
1.4. Les régions chaudes et neutres
1.5. Les régions froides et neutres
1.6. Les nuages moléculaires
1.6.1. Les nuages moléculaires diffus
1.6.2. Les nuages moléculaires translucides
1.6.3. Les nuages moléculaires denses
2. Le cycle de la matière dans le milieu interstellaire
2.1. Du nuage atomique au nuage moléculaire
2.2. Du nuage moléculaire à la proto-étoile
2.2. Cycle de vie des étoiles
3. La chimie du milieu interstellaire
3.1. La diversité chimique du milieu interstellaire
3.2. Les réactions chimiques du milieu interstellaire
3.2.1. Les réactions en phase gaz
3.2.2. Les réactions en phase solide
3.3. Les modèles astrochimiques
3.4. La chimie au laboratoire : à la recherche de précurseurs de la vie
3.4.1. Les acides aminés
3.4.2. Les acides nucléiques
3.4.3. Les sucres
4. Objectifs de la thèse
Références bibliographiques
CHAPITRE 2 : Du milieu interstellaire au laboratoire : recréer des analogues de glaces interstellaires avec le montage MASSIR
1. Présentation générale du montage MASSIR
2. Reproduction des conditions physiques interstellaires
2.1. Le système de pompage
2.2. Le système de refroidissement
3. Préparation des analogues de glaces interstellaires
3.1. Les rampes d‟injection
3.2. Évaporation des composés organiques d‟intérêt dans la rampe
3.2.1. Injection de molécules organiques par refroidissement
3.2.2. Injection de molécules organiques par chauffage
4. Formation de glaces dans la chambre de simulation
4.1. La chambre de simulation
4.2. Le porte-échantillon
4.3. Les différents types de dépôts de molécules organiques
4.3.1. Formation d‟une glace monomoléculaire
4.3.2. Formation de glace par co-injection
4.3.3. Isolation en matrice de gaz rare
5. Simulation de la chimie du milieu interstellaire
5.1. La réaction d‟hydrogénation
5.1.1. Formation de plasma atomique par décharge micro-onde
5.1.2. Bombardement de surface d‟une glace organique avec H/H2
5.1.3. Co-injection d‟une molécule organique avec H/H2
5.1.4. Hydrogénation d‟une molécule organique isolée en matrice de néon
5.2. Irradiation UV des analogues de glaces interstellaires
5.2.1. Le domaine UV
5.2.2. Irradiation VUV des analogues de glaces
5.2.3. Irradiation EUV des analogues de glaces
6. Analyse des analogues de glaces interstellaires
6.1. Analyse par spectroscopie infrarouge
6.1.1. Le domaine IR
6.1.2. La spectroscopie IR
6.1.3. Le spectromètre FTIR
6.1.4. Analyse des spectres IR
6.2. Analyse par spectrométrie de masse
6.2.1. La spectrométrie de masse
6.2.2. Le spectromètre de masse
6.2.3. Analyse des spectres de masse
Références bibliographiques
CHAPITRE 3 : Hydrogénation du glyoxal dans le milieu interstellaire : entre réservoir de petites molécules et précurseur de résidus organiques
1. Contexte astronomique
2. Préparation des analogues de glaces de glyoxal
2.1. Conditions de formation des glaces de glyoxal
2.2. Caractérisation IR de la glace de glyoxal pur
2.3. Réactions d‟hydrogénation du glyoxal
3. Hydrogénation du glyoxal à basse température
3.1. Bombardement de surface du glyoxal avec H/H2
3.2. Co-injection du glyoxal avec H/H2
3.3. Isolation en matrice de néon de la réaction CHOCHO + H/H2
3.4. Chemin réactionnels de l‟hydrogénation du glyoxal
3.5 Quantification de la réaction d‟hydrogénation du glyoxal
3.5.1. Quantification des produits du bombardement de surface du glyoxal avec H/H2
3.5.2. Quantification des produits des co-injections du glyoxal avec H/H2 en absence et en présence de néon
3.5.3. Rapport de branchement des réactions d‟hydrogénation du glyoxal
4. Évolution thermique du glyoxal hydrogéné entre 3 et 300 K
4.1. Évolution thermique de la co-injection du glyoxal avec H/H2 en matrice de néon entre 3 et 20 K
4.2. Évolution thermique de la co-injection du glyoxal avec H/H2
4.2.1. Évolution thermique et cristallisation du glyoxal entre 10 et 160 K
4.2.2. Évolution thermique et désorption du glyoxal entre 160 et 200 K
5. Caractérisation et analyse du résidu organique issu de l‟hydrogénation du glyoxal
5.1. Évolution thermique du résidu organique entre 200 et 300 K
5.2. Caractérisation du résidu organique à 300 K
5.3. Recherche de molécules pour l‟identification du résidu organique
5.3.1. Comparaison du spectre du résidu organique aux spectres d‟acides carboxyliques
5.3.2. Comparaison du spectre du résidu organique avec les spectres de l‟hydroxypyruvaldéhyde et du méthyl glyoxylate
6. Conclusions astronomiques et perspectives
Références bibliographiques
CHAPITRE 4 : Réactivité du glycolaldéhyde dans le milieu interstellaire : entre hydrogénation et photochimie
1. Contexte astronomique
2. Préparation des analogues de glaces de glycolaldéhyde
2.1. Conditions de formation des glaces de glycolaldéhyde
2.2. Caractérisation IR de la glace de glycolaldéhyde pur
2.3. Hydrogénation et photolyse du glycolaldéhyde
3. Hydrogénation du glycolaldéhyde en phase solide
3.1. Hydrogénation de glaces de glycolaldéhyde à 10 K
3.2. Hydrogénation du glycolaldéhyde en matrice de néon à 3 K
3.3. Évolution thermique du glycolaldéhyde hydrogéné entre 10 et 300 K
3.4. Voies de formation de l‟éthylène glycol à 10 K
4. Photolyse du glycolaldéhyde en phase solide
4.1. Photolyse d‟analogues de glaces de glycolaldéhyde
4.2. Photolyse du glycolaldéhyde isolé en matrice de néon à 10 K
4.3. Chemins réactionnels de la photolyse du glycolaldéhyde
5. Conclusion astronomique
Références bibliographiques
Conclusion

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