astrochimie - chimie.

astrochimie - chimie. 1 PRÉSENTATION astrochimie, branche de l'astronomie s'intéressant à la nature et à l'origine des éléments chimiques et des composés qui constituent l'Univers, ainsi qu'aux réactions chimiques pouvant avoir lieu dans l'espace intersidéral ou intergalactique. Les astrochimistes ont principalement recours aux techniques de radioastronomie et de spectroscopie pour analyser la matière interstellaire, les étoiles et les galaxies. Une grande partie du travail théorique en cosmologie est consacrée à retracer la vie des éléments chimiques, depuis le big bang initial jusqu'à la mort des étoiles. 2 ORIGINE DES ÉLÉMENTS CHIMIQUES DANS L'UNIVERS L'Univers visible semble constitué des mêmes 92 éléments naturels que l'on retrouve sur notre Terre. Cependant sa masse est essentiellement composée d'hydrogène (à 73 p. 100) et d'hélium (à 25 p. 100), la totalité des autres éléments n'y intervenant qu'à raison de 2 p. 100. 3 NAISSANCE DES ÉTOILES Une seconde après le big bang, les protons et les neutrons apparaissent par conversion d'énergie en masse (selon le principe d'équivalence masse-énergie : E = mc2). Lorsque la température de l'Univers chute à 109K, les protons se combinent avec un ou deux neutrons, pour donner naissance au deutérium et au tritium, isotopes de l'hydrogène. Ces derniers se combinent à leur tour à un proton, ce qui conduit à la synthèse des noyaux d'hélium. Ce processus correspond aux 98 p. 100 observés actuellement dans la masse de l'Univers. Certaines régions de l'espace se trouvent plus denses en matière gazeuse que d'autres. L'augmentation de la densité élève la pression et la température dans le coeur de ces zones gazeuses, et amorce des réactions de fusion thermonucléaire. Globalement, quatre protons sont transformés en hélium 4He avec une légère perte de masse convertie en une énergie considérable (E = mc2) sous forme de photons : c'est la naissance des étoiles. 4 CYCLES DE VIE D'UNE ÉTOILE ET NUCLÉOSYNTHÈSE STELLAIRE Une fois l'hydrogène consommé, l'étoile n'est plus composée que d'un coeur d'hélium qui s'effondre, élevant ainsi considérablement la température de l'étoile. Cette température va permettre à de nouvelles réactions exothermiques de fusion thermonucléaire de s'enclencher : la fusion de l'hélium aboutit à la formation de noyaux de carbone ; le carbone ainsi produit peut également réaliser une fusion avec un autre noyau d'hélium, ce qui crée des noyaux d'oxygène et ainsi de suite. La répétition de ce type de processus -- épuisement du combustible nucléaire, suivi d'effondrement et de réchauffement -- permet de créer les noyaux des différents éléments chimiques connus jusqu'au fer. En effet, cette chaîne de réactions s'arrête au noyau 5 26Fe, le noyau naturel le plus stable, car au-delà, les processus nucléaires deviennent endothermiques. MORT D'UNE ÉTOILE ET NUCLÉOSYNTHÈSE INTERSTELLAIRE Vers la fin de sa vie, une étoile possède une structure en pelure d'oignon avec un coeur de fer. Dès que celle-ci a épuisé son dernier combustible nucléaire, son coeur s'effondre brutalement, en quelques dixièmes de seconde. Mais comme la partie externe de l'étoile s'effondre sur ce coeur, il s'ensuit un rebond de nature explosive : on observe une supernova. Cette explosion provoque l'éjection dans l'espace d'un bon nombre de ses noyaux (formation d'une nébuleuse) et de neutrons rapides. Ces neutrons peuvent être aisément capturés par les divers noyaux présents. En cas de capture trop importante de neutrons, lesdits noyaux se transforment alors par radioactivité ? de manière à devenir les noyaux des éléments supérieurs tels qu'on les rencontre actuellement : c'est ainsi que sont synthétisés les éléments les plus lourds. Ainsi, l'explosion d'une supernova ensemence l'espace interstellaire (beaucoup plus froid) des divers noyaux atomiques qui, par capture d'un nombre approprié d'électrons, deviennent des atomes élémentaires neutres, lesquels se condensent par gravité pour former des météorites et des planètes (dont la Terre). 6 LES MOLÉCULES DE L'ESPACE Les éléments hydrogène (H), carbone (C), oxygène (O) et azote (N) sont présents dans le milieu interstellaire, et l'on y trouve certaines molécules organiques qui semblent être le premier maillon d'une chimie organique. La plupart de ces molécules, en particulier les plus complexes d'entre elles, n'ont été observées que dans la direction du centre galactique, mais d'autres sont réparties dans toute la galaxie. La plus grande partie du ciel est recouverte par des nuages sombres de poussière et de gaz froids (essentiellement sous forme d'hydrogène moléculaire), dont l'étude nécessite des techniques radio-astronomiques ; en effet, du fait de leur basse température, ils n'émettent presque pas de rayonnement optique, mais surtout un rayonnement radio. Ces nuages contiennent principalement de l'hydrogène sous forme moléculaire (H2) et atomique (H), des radicaux hydroxyle (OH), ainsi que de grandes quantités de monoxyde de carbone (CO). Pendant plusieurs décennies, on a considéré le milieu interstellaire comme un gaz ténu d'atomes subissant de rares collisions et par conséquent, exempt de molécules stables. Or en 1969, la découverte de la présence de formaldéhyde (H 2CO) dans toute la galaxie, avec une abondance comparable à celle des radicaux OH, change complètement la vision que l'on a du milieu interstellaire. Cette découverte montre que la complexité des réactions chimiques qui peuvent s'y produire est bien plus grande que celle que l'on pourrait déduire des seules identifications du radical OH, de l'eau (H2O) et de l'ammoniac (NH3). L'une des explications de cette erreur est due au domaine peu étendu en fréquences que l'équipement radio-astronomique disponible avant cette date permettait d'explorer. Une étude plus systématique des molécules débute alors avec la construction d'un récepteur spectral de grande performance. Il est utilisé pour la première fois au printemps 1970. Pendant la première année d'utilisation, il permet de détecter plus d'une douzaine de molécules différentes. 7 DES MOLÉCULES À LA VIE Le rôle des nuages de poussière dans l'origine de la vie semble déterminant : ils auraient pu piéger les atomes lourds et les mettre en contact les uns avec les autres ; puis, les radicaux ou molécules ainsi synthétisées auraient pu se sublimer (par chauffage, par exemple) et libérer des molécules sous forme de radicaux libres. Des expériences en laboratoire ont essayé de simuler la composition d'une atmosphère primitive. Une décharge électrique dans un mélange de méthane (CH 4), d'ammoniac (NH3), d'eau (H2O) et de dihydrogène (H2) conduit à la formation des molécules suivantes : HCN, NH3, CN, H2CO, CH3, CHO, C2H2, C2H4, C2H6, ainsi que de beaucoup d'autres molécules plus complexes (sucres, acides aminés et chaînes aromatiques). Ces molécules organiques fragiles existent dans le milieu interstellaire qui leur est pourtant fortement hostile. Les dernières expériences semblent indiquer que l'étape difficile en direction de la vie, la synthèse des premiers acides aminés, a pu se produire dans une atmosphère planétaire turbulente. Toutefois, le mystère de l'apparition de la vie sur la Terre ou dans le milieu interstellaire reste entier. Microsoft ® Encarta ® 2009. © 1993-2008 Microsoft Corporation. Tous droits réservés.