La contamination extraterrestre

Les raies moléculaires (V)

Quittons les planètes et allons au-delà du système solaire. Depuis 1960 environ, la radioastronomie récolta un franc succès auprès des exobiologistes qui comprirent qu'il leur était dorénavant possible de sonder l'univers sur les traces d'éventuelles formes prébiotiques de vie. Nous avons déjà entrevu son potentiel à travers les différents programmes SETI. Pour ceux qui ne croient pas aux "petits hommes verts", la question qui se pose maintenant est tout à fait concrète. Quelles sont les traces d'une chimie organique dans l'espace ?

L'arôme de la cosmochimie

Grâce au moment dipolaire des molécules asymétriques et leurs raies de rotations, les radioastronomes peuvent détecter leur présence dans la Voie Lactée sur les raies millimétriques et submillimétriques et tracer les lignes d’isodensité des nuages qu'ils observent.

Selon Brett A. McGuire du NRAO, en 2018 les radioastronomes avaient détecté 204 molécules dans les nuages interstellaires, principalement dans les nuages moléculaires. Cinq ans plus tard, on en avait détecté 10% de plus et les découvertes se succèdent. Parmi ces molécules bon nombre sont passionnantes pour l'exobiologiste.

Nous savons que les vieilles étoiles éjectent dans l'espace les éléments lourds qu'elles ont synthétisés durant toute leur vie. Il en est de même pour les supernovae qui créent en une fraction de seconde la plupart des éléments du tableau de Mendeleïev. Parmi les éléments fabriqués lors de la nucléosynthèse, il y a le carbone. Les atomes d'hydrogène étant très abondants dans l'univers, le carbone libéré peut rapidement interagir.

Plus de la moitié des raies moléculaires découvertes dans l'espace sont en relation avec les processus prébiotiques, dont le monoxyde de carbone (CO) qui est l’espèce la plus abondante après l’hydrogène moléculaire (H₂), l'acide cyanhydrique (HCN), le formaldéhyde (HCHO) ou le formamide (NH₂CHO) qui conduisent au monde vivant.

Nous ne pouvons pas affirmer que ces molécules interagissent dans le milieu interstellaire pour produire des polymères ou des composants aromatiques réactifs à base de benzène (C₆H₆), mais la séquence hydrogène-azote-carbone vers l'HCN et l’HCHO ne nous permet pas d'affirmer qu'elle est impossible.

Les biochimistes ont découvert qu'en se complexifiant, ces chaînes carbonées "s'aromatisaient" (elles sont odorantes) et les plus compactes se stabilisaient. Cela permet aussi de dire qu'il ne faut pas nécessairement une atmosphère calme pour porter la vie. Il nous manque seulement un maillon dans notre histoire : une macromolécule capable d'en créer une autre à l'image de son code génétique, indépendamment du milieu qui l'entoure.

Les atomes C, H, O, N peuvent former des molécules organiques qui semblent être le premier maillon d'une chaîne qui conduisit à l'"oeuf électrique" de Miller.

Le fait le plus troublant et qui incite les professionnels à continuer leurs recherches, est le milieu dans lequel elles existent qui est fortement hostile alors que ces molécules sont très fragiles. En effet, le milieu interstellaire est carrément glacé et n'est pas très dense. Les molécules évoluent dans des nappes gazeuses dont les températures oscillent entre 8 et 100 K, plus de 160° sous zéro. A de si basses températures il relève du prodige que la matière ne soit pas inerte. On y dénombre entre 100 et 100000 molécules par centimètre cube, contre 10¹⁹ dans l'air. La fréquence des rencontres est donc très rare, tout au plus une tous les mille ans.

Ces découvertes ont remis à l'ordre du jour l’hypothèse de la panspermie de Svante Arrhénius reprise par Fred Hoyle, il est vrai dans une version quelque peu "électrisée".

Nous savons que dans l'espace, les photons éjectés des étoiles peuvent frapper les atomes ou les molécules et arracher leurs électrons. La matière ainsi ionisée porte alors une charge électrique. Jusqu'à présent les astronomes considéraient que la chimie interstellaire ne pouvait se passer de ce mécanisme. Dans un milieu aussi raréfié et glacé, l'énergie thermique ambiante est incapable de créer seule la moindre réaction chimique. L'agitation moléculaire est considérée comme un phénomène marginal qui n'intimide même pas la force de répulsion des molécules neutres. Or il faut bien expliquer l'existence de l'hydrogène moléculaire, H₂. Paradoxalement à de si basses températures la moindre libération d'énergie est capable de briser cette liaison chimique. Comment donc dame Nature a-t-elle pu préserver cette réaction ?

A consulter : Molecules in Space, U.Cologne, 2019

List of Discovered Interstellar Molecules, Obs.Paris

Les nitriles Quelques scénarii de synthèse et de réaction des nitriles.

En 1990, au cours d'expériences de laboratoire, Ian Smith et Bertrand Rowe de l'Université de Rennes (CNRS) ont découvert qu'en présence d'un radical (des poussières carbonées telles la suie, les silicates, la glace ou les benzènes), des molécules neutres se constituaient et ce, d'autant plus rapidement que la température était basse, entre 10 et 40 K. Ils trouvèrent dans leurs ballons des molécules organiques telles que NH₃, C₂N₂, C₂H₄, C₂H₆, bref des complexes prébiotiques neutres. Le phénomène trouva une explication. Les poussières carbonées étaient tellement froides qu'elles présentaient une disparité dans la distribution de leur charge électrique. Lors d'une collision avec deux molécules, le froid leur donnait le temps de trouver la bonne configuration spatiale leur permettant de réaliser une réaction chimique.

Quand on apprend qu'il existe également du sucre glycolaldéhyde (CH₂OHCHO) dans les nuages moléculaires froids (8 K) de Sagittarius B2 situés au coeur de la Voie Lactée (cf. J.Li et al., 2017), combiné à des atomes de carbone, il n'y a plus qu'un petit à franchir pour former du ribose (C₅H₁₀O₅) précité, l'une des molécules à la base de la structure de l'ADN et de l'ARN.

A gauche, la distribution de l'acide cyanhydrique (HCN) au coeur de la grande nébuleuse d'Orion, M42. A droite, les spectres infrarouges du nuage et de l'enveloppe moléculaire qui entourent l'étoile IRC+1021 d'Orion. Documents D.R. et NAS/SSB.

Quoi qu'il en soit, à l'actif des exobiologistes et des radioastronomes il y a donc cette liste de molécules interstellaires, enrichies par on ne sait quel hasard. Les radioastronomes en découvrent de nouvelles à chaque fois qu'ils sondent le milieu interstellaire dans les longueurs d'ondes millimétriques, que ce soit la nébuleuse d'Orion perdue dans les bras de la Voie Lactée ou le grand nuage du Sagittaire au centre de la Galaxie. Mieux encore, le formaldéhyde, bien que centré sur la fréquence de 4830 MHz (6.2 mm) est, à la fréquence de 1660 MHz (1.8 cm), tout aussi abondant que l'hydroxyle OH qui dessine toute la Voie Lactée.

Signatures IR des molécules carbonées Le spectre infrarouge de la nébuleuse d'Orion comparé à celui d'une chondrite carbonée (Murchison), de la suie d'un pot d'échappement (carbone actif) et d'un grain de poussière interstellaire (Attila). Document NAS/SSB.

L'espace interstellaire est un milieu très particulier car nous y trouvons aussi des molécules qui, sur Terre, sont instables, tels le radical éthynyle (HCC) que l'on observe à la fréquence de 8.82 GHz (3.4 mm). Cette molécule est abondante dans la Galaxie et peut interagir avec un grand nombre d'autres molécules organiques (acétylène C₂H₂, nitrile propiolique HC≡CCN, etc). Des molécules organiques ayant jusqu'à 13 atomes telles H(C≡C)₅CN survivent même dans les conditions des nébuleuses interstellaires. Ainsi, même si les expériences de laboratoire ne sont pas concluantes, rien ne permet d'affirmer qu'il en est de même dans l'océan glacial de l'espace.

Des iCOM autour de protoétoiles

Les molécules organiques complexes (COM) font partie des molécules abiotiques précuseurs de la vie. Les COM découvertes dans l'espace ne sont pas aussi grosses que les COM terrestres. Pour cette raison, les scientifiques les appellent parfois iCOM, où i signifie interstellaire. Les iCOM comprennent des alcools simples, des esters, des nitriles et des éthers. Pour être qualifié de COM, une molécule doit avoir au moins six atomes, dont au moins un carbone.

Dans le cadre du programme d'observation JOYS+ (JWST Observations of Young protoStars), l'équipe de Will R.M. Rocha de l'Observatoire de Leiden aux Pays-Bas a  examiné 30 protoétoiles avec les instruments MIRI et MRS du JWST. Elle a découvert des iCOM dans deux jeunes protoétoiles : une protoétoile de masse élevée cataloguée IRAS 2A située dans la nébuleuse NGC 1333 et une protoétoile de faible masse cataloguée IRAS 23385+6053. La nébuleuse NGC 1333 est une nurserie stellaire située dans le nuage moléculaire de Persée, à environ 960 années-lumière du Soleil (cf. W.R.M. Rocha et al., 2023).

Les astronomes ont déjà détecté des iCOM en phase gazeuse autour de protoétoiles, mais uniquement de petites molécules pas plus grosses que le méthanol (CH₃OH). Elles semblaient provenir de la sublimation de la glace enveloppant des grains de poussière sous l'action du rayonnement UV des jeunes étoiles. Autrement dit, ces iCOM gazeuses proviennent d'iCOM en phase solide formées sur des grains glacés, mais ceux-ci sont difficiles à détecter. Cette fois, grâce à l'instrument MIRI du JWST les auteur ont détecté de l'éthanol (C₂H₆O), du méthane (CH₄), du formaldéhyde (HCHO ou H₂CO), de l'acide formique (CH₂O₂), du dioxyde de soufre (SO₂) et d'autres molécules comme illustré ci-dessous.

Les auteurs rappellent que ces poussières et en particulier les composés soufrés ont joué un rôle important dans les réactions métaboliques sur la Terre primitive. On pourrait également trouvé ce genre de composés dans d'autres disques protoplanétaires et dans les astéroïdes et les comètes bombardant les protoplanètes, appuyant une fois encore la théorie de la panspermie sur ces futurs mondes habitables.

Grâce à ces signatures, il semble qu'IRAS 2A soit dans une phase similaire à celle que connut le système solaire il y a plus de 4.5 milliards d'années.

A gauche, la nébuleuse NGC 1333 est une région de formation d'étoiles extrêmement active située dans le nuage moléculaire de Persée. On distingue des nuages de poussière qui obscurcissent la majeure partie des sites de formation stellaire. Des iCOM (molécules organiques complexes interstellaires) ont été détectés autour de jeunes protoétoiles. Au centre, ces graphiques indiquent la présence de différentes glaces chimiques dans la protoétoile IRAS 2A (au-dessus) et IRAS 23385 (en dessous). Notez que le pourcentage de récurrence sur l'axe y est une mesure de la façon dont les données s'ajustent (cela ne signifie pas, par exemple, qu’il y a 100% d’une molécule spécifique présente dans la protoétoile). A droite, les molécules organiques complexes présentes dans les glaces interstellaires entourant la protoétoile IRAS 2A détectées par l'instrument MIRI du JWST. Il y a du méthane, du formaldéhyde et du dioxyde de soufre. Documents NASA/ESA/STScI, W.Rocha et al. (2023) et NASA/JWST.

Les astronomes ont découvert ces iCOM à l'intérieur de coeurs protostellaires appelés noyaux chauds et corinos chauds. Ces noyaux et corinos donnent respectivement naissance à des protoétoiles massives et légères. Au fur et à mesure que ces protoétoiles évoluent, elles forment également des disques protoplanétaires. Ainsi, si les astronomes peuvent détecter des iCOM dans ces protoétoiles, ils peuvent alors raisonnablement s'attendre à ce qu'elles soient présentes dans le disque protoplanétaire de toutes les exoplanètes rocheuses qui pourraient se former. Cela signifie qu'il existe une voie plausible allant des molécules organiques complexes autour des protoétoiles aux planètes rocheuses et potentiellement à la vie.

Selon les auteurs, "Les COM sont intrinsèquement importantes pour comprendre la complexité chimique se développant dans les régions de formation d'étoiles, car ces matériaux constituent la matière première des futurs systèmes exoplanétaires. Une fois disponible dans les systèmes planétaires primitifs, ce matériau peut potentiellement favoriser l'habitabilité des planètes."

Notons que l'Université de Leiden dispose d'une base de données des spectres infrarouges de la glace d'un grand nombre d'analogues astrophysiques à différentes températures et environnements chimiques. Elle fut élaborée en partie en prévision du lancement du JWST et de ses capacités infrarouges. Grâce à ce type d'étude, les scientifiques espèrent un jour avoir une compréhension bien définie de la façon dont les COM se forment et évoluent, et comment ils contribuent à l'apparition de la vie.

Du méthoxyméthane autour de l'étoile IRS 48

Grâce au réseau radioastronomique ALMA de l'ESO, des chercheurs de l'Observatoire de Leiden aux Pays-Bas ont détecté pour la première fois du méthoxyméthane ou éther diméthylique (CH₃OCH₃) dans un disque protoplanétaire de transition. Avec neuf atomes, il s'agit de la plus grande molécule identifiée à ce jour dans un tel disque. Il s'agit également d'un précurseur de plus grandes molécules organiques qui peuvent conduire à l'émergence de la vie. Cette découverte fit l'objet d'un article publié dans la revue "Astronomy and Astrophysics" en 2022.

Le méthoxyméthane est une molécule organique couramment observée dans les nuages moléculaires froids de formations stellaires, mais il n'avait jusqu'ici jamais été détecté dans un disque protoplanétaire.

Cette molécule fut découverte dans le disque de transition de la jeune étoile IRS 48 alias IRAS 16245-2423 située à 444 années-lumière dans la constellation de l'Ophiuchus. L'étoile qui brille à la magnitude apparente de 14.8 est de classe spectrale B5-F2 et présente une masse de 2 M pour une luminosité de 14.3 L. IRS 48 est actuellement au stade T Tauri.

Le disque de poussière joue littéralement le rôle de "piège à poussière". Comme le révèlent les données d'ALMA, le disque est asymétrique, en forme de noix de cajou. Il contient probablement une protoplanète ou une petite étoile compagne en cours d'accrétion située entre l'étoile et le piège à poussière.

Les auteurs ont découvert que le disque d'IRS 48 est également un réservoir de glace abritant des grains de poussière recouverts de glace riche en molécules organiques complexes (COM) comme le ¹³CO, H₂CO, CH₃OH et à présent le CH₃OCH₃ ou méthoxyméthane contenant 9 atomes. Ces molécules sont détectables parce que la chaleur d'IRS 48 sublime la glace et libère ces molécules sous forme gazeuse. Ces molécules sont les précurseurs de molécules prébiotiques telles que les acides aminés et les sucres.

Les auteurs rappellent que des études antérieures ont montré que le méthoxyméthane peut se former par réaction sur la surface de grains froids (≤ 50 K) impliquant des radicaux comme indiqué ci-dessous :

CH₃O + HCO  →  CH₃OCHO

CH₃O + CH₃  →  CH₃OCH₃

Cette molécule peut ensuite être photodissociée par le rayonnement UV (hν) de l'étoile IRS 48 :

CH₃OCH₃ + hν → CH₃ + OH ou CH₃O + H

Selon Alice Booth, coautrice de cet article, "Ce qui rend cette découverte encore plus enthousiasmante, c'est que nous savons maintenant que ces molécules complexes plus grandes sont disponibles pour alimenter les planètes en formation dans le disque. Cela n'était pas connu auparavant car dans la plupart des systèmes, ces molécules sont cachées dans la glace."

La découverte du méthoxyméthane suggère que de nombreuses autres molécules complexes couramment détectées dans les régions de formations stellaires peuvent également être piégées dans les structures glacées des disques protoplanétaires.

En étudiant leur formation et leur évolution, les chercheurs peuvent donc mieux comprendre comment les molécules prébiotiques se retrouvent sur les planètes, dont la nôtre.

Selon Nienke van der Marel, coautrice de cet article, "Nous sommes extrêmement heureux de pouvoir suivre le parcours complet de ces molécules complexes, depuis les nuages qui forment les étoiles jusqu'aux comètes, en passant par les disques de formation des planètes. Nous espérons qu'avec d'autres observations, nous pourrons nous rapprocher de la compréhension de l'origine des molécules prébiotiques dans notre propre système solaire."

 A l'avenir IRS 48 sera étudiée grâce au futur ELT de 39 m de l'ESO, actuellement en construction au Chili et qui devrait voir sa première lumière en 2025. Le plus grand télescope du monde permettra à l'équipe d'étudier la chimie des régions les plus internes du disque, là où des planètes rocheuses similaires à la Terre pourraient se former.

De la propargylimine et de l'éthanolamine

Plus intéressant encore, des chercheurs ont découvert de la propargylimine, HC≡C-CH=NH dans le nuage moléculaire G+0.692-0.027 situé dans le complexe Sagittarius B2 à seulement 390 années-lumière du centre de la Voie Lactée (cf. L. Bizzocchi et al., 2020).

Les astronomes connaissent depuis longtemps cette région comme étant un réservoir riche en molécules organiques, en glaces et en poussières. La propargylimine est un précurseur des imines (CNH), un groupe important de molécules qui peut éventuellement former de l'ADN par combinaison avec une amine comme illustré ci-dessous.

Enfin, pour la première fois de l'éthanolamine (EtA), un composant clé formé du phospholipide le plus simple de formule chimique NH₂CH₂CH₂OH, fut également détecté au coeur du nuage moléculaire G+0.692-0.027 (cf. V.Rivilla et al., 2021).

Antérieurement, des astronomes avaient déjà découvert de l'éthanolamine dans des météorites mais son origine est controversée. En effet, certains chercheurs affirment que cette molécule n'aurait pu se former que par un ensemble inhabituel de réactions sur un astéroïde parent. Elle aurait également pu être synthétisée par décomposition d'acides aminés. Toutefois, la nouvelle découverte suggère que l'éthanolamine est beaucoup plus répandue que prévu.

Cette découverte suggère que le milieu interstellaire regorge de tous les précurseurs de la vie. Selon les chercheurs, "Cela a des implications importantes non seulement pour les théories de l'origine de la vie sur Terre, mais aussi sur d'autres planètes et satellites habitables n'importe où dans l'Univers."

Sur Terre, l'EtA forme la tête hydrophile des molécules de phospholipides qui s'auto-assemblent en membranes cellulaires. Selon Rivilla et ses collègues, sa découverte dans les nuages interstellaires suggère que "l'éthanolamine aurait pu être transférée de la nébuleuse protosolaire aux planétésimaux et aux petits corps du système solaire, puis à notre planète." Cela aurait pu conduire à la formation de cellules dans la soupe prébiotique à partir de laquelle la vie émergea.

A gauche, zoom sur la membrane cellulaire formée par une bicouche phospholipidique. Sa structure est formée d'une tête hydrophile composée d'EtA qui fut détectée pour la première fois dans l'espace, d'un groupe phosphate lié au glycérol et de deux queues d'acides gras hydrophobes (la boule noire=atome de carbone, rouge=oxygène, bleu=azote et blanc=hydrogène). A droite, le Buckminsterfullerène ou "Buckyball", un cristal de carbone constitué de 60 atomes, fut détecté dans la nébuleuse NGC 7023 de Céphée. Certaines variétés contiennent trois coquilles imbriquées ou un atome d'hélium-3 extraterrestre en leur centre. Documents Spitzer/V. Rivilla et al. (2021) adapté par l'auteur et Daniel López/IAC/T.Lombry.

Pour l'anecdote, ajoutons qu’il n'y a plus qu'un pas à franchir pour jouer au football dans l'espace avec les petits hommes verts et de quoi se rafraîchir après le match dans une buvette en bois aggloméré ! En effet, les radioastronomes ont découvert dans l'espace interstellaire du gaz hilarant (NO₂) et des molécules d'alcool attachées aux poussières glacées des nuages d'Orion. Ces nappes d'alcool sont tellement vastes que malgré leur faible densité elles soulageraient sans problème la soif de l'humanité.

Il existe également dans l'espace, notamment dans la nébuleuse de réflexion NGC 7023 siutée à 1300 années-lumière dans la constellation de Céphée, une molécule baptisée "Buckminsterfullerène"[19], C₆₀, un troisième type de carbone cristallisé, une molécule plus petite que le diamant et en forme de ballon de football. Elle est à l'image de la géode de l'exposition universelle de Montréal en 1967 réalisée par l'architecte américain Buckminster Fuller, d'où cette molécule tire son nom. Depuis cette découverte, d'autres variétés ont été découvertes dont des molécules en forme de coquilles imbriquant jusqu’à 3 fullerènes.

Dernier chapitre

Des PAH jusqu'à 12 milliards d'années-lumière