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Naissance des premières molécules organiques complexes

Naissance des premières molécules organiques complexes Chimie organique induite dans des glaces Apport des expériences en laboratoire. A. Lafosse. Laboratoire des Collisions Atomiques et Moléculaires Université Paris- Sud 11 - CNRS, Orsay (France). 07/12/06. Plan.

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Presentation Transcript

  1. Naissance des premièresmolécules organiques complexes Chimie organique induite dans des glacesApport des expériences en laboratoire A. Lafosse • Laboratoire des Collisions Atomiques et Moléculaires • Université Paris-Sud 11 - CNRS, Orsay (France) 07/12/06

  2. Plan Les molécules dans le milieu interstellaire Les glaces moléculaires & leur évolution chimique Les conditions pour les simulations expérimentales Une galerie de processus chimiques Réactions acide-base Irradiation par de l’hydrogène atomique H Irradiation par des particules énergétiques Conclusion

  3. Abondances chimiques dans le milieu interstellaire Ne, Si, Mg, S (0,002%) (8:3:3:2) Tous les autres éléments (0,02 %) H (93,38 %) O:C:N (0,11%) (7:3:1) He (6,49%) R.I. Kaiser Chem. Rev. 2002, 102, 1309 J.M. Greenberg, Surf. Sci. 2002, 500, 793

  4. Molécules observées en phase gazeuse dans le milieu interstellaire

  5. Existe-t-il d’autres molécules ? Comment ces molécules sont elles formées ? Sucre: glycolaldéhyde Acide Aminé: glycine

  6. Vue d’artiste du système IRS 46 Disque circumstellaire entourant une étoile jeune (de caractéristiques proches de celles du Soleil) Lieu et matrice de formation d’un système de planètes http://www.exobio.cnrs.fr/ Credit: NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC) http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2005-26/ssc2005-26b.shtml

  7. Ingrédients de base disponibles pour laformation d’ADN & de protéines HCN C2H2 CO2 http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2005-26/ssc2005-26a.shtml http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2005-26/ssc2005-26b.shtml

  8. Pour comprendre & interpréter les observations :des expérience de laboratoire & simulations numériques • Observations terrestres • Observations spatiales • Principalement dans la phase gazeuse (absorption, émission) • Observation des grains de poussière interstellaires : • en absorption • par des prélèvements • (délicat !) http://www.astro-rennes.com/initiation/rayonnement.php

  9. Domaines spectroscopiques et transitions moléculaires

  10. Téléscopes spatiaux ISO http://www.mpe.mpg.de/ir/ISO/images/iso_satellite.gif (1995-2003)

  11. Star dust Février 1999 - Janvier 2006 http://stardust.jpl.nasa.gov/overview/index.html

  12. http://stardust.jpl.nasa.gov/overview/index.html

  13. Système évolutif sur 105-108 années Nuage dense Milieu diffus Mort de l’étoile et éjection de matière Formation des étoiles et planètes

  14. Principaux environnements interstellaires - Paramètres physiques R.I. Kaiser Chem. Rev. 2002, 102, 1309-1358 N. Watanabe & A. Kouchi, Progress in Surf. Science 2008, 83, 439-489

  15. Couleur bleue : résultat de la diffusion de la lumière sur les grains de poussière Jeune étoile massive en formation NGC 7023 - La nébuleuse de l’Iris (constellation de Céphée, 1300 années-lumière) http://www.phys.ncku.edu.tw/~astrolab/mirrors/apod_e/ap011214.html

  16. Nuages moléculairesou nuages denses Gaz moléculaire Poussières T ~ 10-15 K Densité ~ 102-104 cm-3 Vie ~ 3.107-5.108 ans http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/image/0803/barnard68_vlt.jpg

  17. Les grains de poussière ~ 0,1 mm Matière carbonée Silicates http://www.chem.ucl.ac.uk/people/brown/

  18. Manteaux de glace des grains interstellaires Accrétion lente à basse température 1 collision par jour par grain = 1 molécule adsorbée par jour par grain Temps total d’accrétion ~105 années H. Fraser et al., Review Scientific Instrument 2002, 73, 2161 N. Watanabe & A. Kouchi, Progress in Surf. Science 2008, 83, 439-489

  19. Spectred’absorption IR de glace interstellaire – W33A E. Gibb, Astrophysical J. 2000, 536, 347-356

  20. Manteaux de glace des grains interstellaires Glaces également présentes dans le système solaire: Manteaux de glace des satellites de Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune et des comètes Palumbo et al. Journal of Physics: Conf. Series 2008, 101, 012002

  21. Manteaux de glace - Evolution Temps d’exposition du manteau de glace: 105-5.108 ans Rayonscosmiques Photons UV Traitementthermique Désorption H. Fraser et al., Review Scientific Instrument 2002, 73, 2161

  22. Exposition à des rayonnements énergétiques Palumbo et al. Journal of Physics: Conf. Series 2008, 101, 012002

  23. Réactions de surface Les abondances observées pour certaines molécules importantes (y compris H2) ne peuvent être expliquées par une chimie uniquement en phase gazeuse.  Réactions de surface jouent un rôle crucial dans l’évolution chimique Interaction des réactifs sur une longue période : mise en présence par accrétion à basse température et éventuellement migration exposition aux traitements thermiques et à l’irradiation par des particules énergétiques L’énergie de réaction en excès peut être dissipée La surface joue un rôle catalytique réduisant les barrières d’activation N. Watanabe & A. Kouchi, Progress in Surf. Science 2008, 83, 439-489

  24. Réactionschimiques – aspects énergétiques neutre/neutre Ea A + B radical/radical ion/molécule C + D Critère thermodynamique: exo- / endo-thermicité Critères cinétiques accrétion, migration/diffusion, réaction, désorption barrière d’activation k(T) a exp (-Ea/kT)  activation thermique / tunneling Effet catalytique de la surface

  25. Processus menant à la formation de molécules complexes GAZ CHIMIE DE SURFACE DESORPTION (SELECTIVE) SUBLIMATION Traitementsénergétiques Action de photons UV ou de rayonscosmiques Atomes H Traitementthermique Dissociation Chimieinduitethermiquement Addition Annealing Cristallisation Recombinaison Abstraction Réactionacide-base H2CO Polymérisation P. Ehrenfreund & S. Charnley, Ann. Rev. Astronomy & Astrophysics 2000, 38, 427-483 R.I. Kaiser Chem. Rev. 2002, 102, 1309-1358

  26. Simulation en laboratoire - les films de glace P ~ 10-7-10-8 Torr ~ 10 K – 100 K ~ 1-2 cm

  27. Film de glace – Traitements & analyse DT, UV, ions, atomes, e- désorption I± N e- (M-)*# R• hn Glace T↑ Résidu ~ 10 K – 100 K 300 K

  28. Film de glace – Traitements & analyse • Identifier les produits formésau sein de la glaceet les quantifier autant que possible •  Analogues de glaces interstellaires • Proposer des chemins réactionnels, etcomprendre autant que possible les étapes élémentaires,analyser les espèces intermédiaires (comme les radicaux),analyser les particules réactives secondaires formées (photons, électrons de basse énergie) •  Mélanges simples

  29. Obtenir les expériences adaptées… FORMOLISM – Université Cergy Pontoise

  30. Obtenir les expériences adaptées… Surface Astrophysics Experiment, The Nottingham Laboratory

  31. Obtenir les expériences adaptées… Electrons-Solides, Université Paris-Sud 11

  32. Conditions expérimentales – T & P Basses Températures  cryostat à hélium liquide (T(Hel) ~4,2 K)

  33. Conditions expérimentales – T & P Vide  enceintes à ultravide n = N/V = P /(kT) •  Densité du gaz résiduelle suffisamment faible pour : (i) une bonne reproductibilité de préparation des glaces (ii) minimiser la pollution du film tout au long de l’étude • Libre parcours moyen suffisamment grand pour : (i) utiliser des faisceaux de particules massiques pour irradier ou sonder le film de glace (ii) pouvoir détecter les particules massiques désorbant

  34. Conditions expérimentales – Spectro. vibrationnelle Analyse chimique directe des glaces  spectroscopie vibrationnelle (pas rotationnelle)

  35. Spectroscopie vibrationnelle – spectro. infra-rouge Spectroscopie d’absorption infrarouge (IRTF) Faisceau sonde : faisceau de lumière IR dont on mesure l’atténuation  Comparaison directe avec les observations effectuées avec les télescope spatiaux Fréquences des bandes & pics : identification des espèces Forme des bandes observées : phase, morphologie de la glace Forme des pics observées : domaine de température du milieu sondé  Données quantitatives (densités de colonne, constante de réaction…) permettant d’alimenter les programmes de simulation numérique Spectroscopie haute résolution de perte d’énergie d’électrons (HREELS) Faisceau sonde : faisceau d’e- dont on mesure la perte d’énergie Uniquement pour les études de laboratoire Moins de résolution, mais une forte sensibilité  Données qualitatives sur les chemins réactionnels potentiels

  36. Spectre d’absorption infrarouge de l’eau amorphe n(OH) H2O 16 K d(H2O) M.E. Palumbo, J. Phys.: Conf. Series 2005, 6, 211-216

  37. Conditions expérimentales • Analyse chimique indirecte des glaces • analyse en masse des composés neutres ou ioniques désorbant sous l’effet d’un traitement thermique ou d’une irradiation par des rayonnements ionisants • Analyse chimique des résidus non volatiles • retour à température ambiante • dissolution dans un solvant • analyse par chromatographie en phase gazeuse

  38. Processus menant à la formation de molécules complexes GAZ CHIMIE DE SURFACE DESORPTION (SELECTIVE) SUBLIMATION Traitementsénergétiques Action de photons UV ou de rayonscosmiques Atomes H Traitementthermique Dissociation Chimieinduitethermiquement Addition Annealing Cristallisation Recombinaison Abstraction Réactionacide-base H2CO Polymérisation P. Ehrenfreund & S. Charnley, Ann. Rev. Astronomy & Astrophysics 2000, 38, 427-483 R.I. Kaiser Chem. Rev. 2002, 102, 1309-1358

  39. Réaction acide-base spontanée et assistée thermiqt OCN- NH4+OCN- NH4+ HNCO/NH3, 160K HNCO/NH3, 120K HNCO/NH3, 30K HNCO/NH3, 10K (1:10) HCNO NH3 Raunier et al., Chem. Phys. Lett. 2003, 368, 594

  40. Réactionacide-base - HNCO/NH3 : (1:10) À 10 K : réaction acide-base spontanée Effet de solvatation Jusqu’à 120 K : Migration de NH3 (mobilité augmentée thermiquement) A 125 K : Désorption de NH3 Raunier et al., Chem. Phys. Lett. 2003, 368, 594

  41. Processus menant à la formation de molécules complexes GAZ CHIMIE DE SURFACE DESORPTION (SELECTIVE) SUBLIMATION Traitementsénergétiques Action de photons UV ou de rayonscosmiques Atomes H Traitementthermique Dissociation Chimieinduitethermiquement Addition Annealing Cristallisation Recombinaison Abstraction Réactionacide-base H2CO Polymérisation P. Ehrenfreund & S. Charnley, Ann. Rev. Astronomy & Astrophysics 2000, 38, 427-483 R.I. Kaiser Chem. Rev. 2002, 102, 1309-1358

  42. Réactions d’addition d’hydrogène atomique H CO/H2Oamorphe 15 K N. Watanabe, A. Kouchi / Progress in Surface Science 83 (2008) 439–489

  43. Réactions d’addition d’hydrogène atomique H H ”froid” CO/H2Oamorphe 15 K N. Watanabe, A. Kouchi / Progress in Surface Science 83 (2008) 439–489

  44. Réactions d’addition d’hydrogène atomique H N. Watanabe, A. Kouchi / Progress in Surface Science 83 (2008) 439–489

  45. Formation de l’eau H2O – Mécanismesproposés N. Watanabe, A. Kouchi / Progress in Surface Science 83 (2008) 439–489

  46. Processus menant à la formation de molécules complexes GAZ CHIMIE DE SURFACE DESORPTION (SELECTIVE) SUBLIMATION Traitementsénergétiques Action de photons UV ou de rayonscosmiques Atomes H Traitementthermique  Comparaison avec des observations  Recherche des étapesélémentaires et proposition de mécanismesréactionnels  Analyse de résidus non volatiles Dissociation Chimieinduitethermiquement Addition Annealing Cristallisation Recombinaison Abstraction Réactionacide-base H2CO Polymérisation P. Ehrenfreund & S. Charnley, Ann. Rev. Astronomy & Astrophysics 2000, 38, 427-483 R.I. Kaiser Chem. Rev. 2002, 102, 1309-1358

  47. Glaces pures irradiées par des protons énergétiques H+(200 keV, 1,5.1015 ions/cm2) n nas n CO 16 K Palumbo, Proceedings, Molecules in Space & Laboratory, Paris, 2007

  48. Analogues irradiés par des ions Ar++ énergétiques OCN- Ar++(60 keV, 12 eV / 16 amu) N2O HCN/CN- CO2 CO HNCO H2O:CH4:N2 (1:1:1) 16 K Palumbo et al. Journal of Physics: Conference Series 101 (2008) 012002

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