PHILEO : PHotochemistry In Low Earth Orbit

EXPERIENCES EN ORBITE TERRESTRE

 

La matière organique, base de la chimie prébiotique, pourrait avoir eu en partie une source extraterrestre. En effet, il y a plus de quatre milliards d'années, la Terre et Mars auraient toutes deux eu un environnement similaire : eau liquide et atmosphère dense. En y ajoutant une source de matière organique, ces conditions mèneraient à l'apparition de la vie. Cet apport aurait été effectué par une phase intense de bombardements par des comètes, météorites et micrométéorites, qui contiennent des molécules organiques telles que des acides aminés. Afin de vérifier si cette hypothèse est justifiée, il est nécessaire d'étudier les conditions dans lesquelles ces molécules organiques ont pu être importées dans l'atmosphère primitive.

 

La photochimie constitue le principal moteur de l'évolution chimique de la matière organique dans le système solaire, notamment dans le domaine des UV lointains (100-200 nm). Sous l'effet de ces rayonnements, les molécules peuvent subir une photolyse et, à long terme, les traces de matière organique peuvent être transformées ou détruites (Figure 1). Il est probable que ce soit ce qui s'est passé sur Mars : la matière organique, qu'elle soit d'origine extraterrestre ou bien issue d'une activité biologique, n'étant pas aussi stable que sur Terre, aurait disparu petit à petit et, de fait, nous n'en observons pas de quantités suffisantes actuellement pour conclure sur une éventuelle vie primitive. De la même façon, la matière organique contenue dans les météorites et micrométéorites pourrait être détruite par les rayonnements solaires avant même d'atteindre l'atmosphère d'une planète.

 

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Figure 1 : Schéma de la photolyse d'une molécule organique complexe par le rayonnement solaire

 

Aussi, de nombreux programmes expérimentaux sont menés afin d'étudier en laboratoire la photostabilité des composés organiques en phase solide et gazeuse. Néanmoins, ce genre d'expérience a des limites : par exemple, il est extrêmement difficile de simuler l'ensemble de la gamme de longueurs d'onde correspondant à la partie la plus énergétique du rayonnement solaire. De plus, ces simulations ne prennent pas en compte simultanément, en plus du rayonnement UV, les variations de températures, le vent solaire et le rayonnement cosmique. Les expériences de simulation en laboratoire sont donc avantageusement complétées par des expériences in situ pour évaluer dans quelle mesure elles reproduisent la réalité de l'environnement spatial.

 

 EXPERIENCES SPATIALES

 

Quatre expériences en orbite terrestre ont été ou sont coordonnées par le LISA : UVolution, PROCESS, AMINO et PSS. La plupart de ces expériences se déroulent à l'extérieur de l'ISS (International Space Station), comme le montre la Figure 2.

 

EXPERIENCE SUPPORT LANCEMENT/RETOUR DUREE EN ORBITES INTERET POUR
UVolution BIOPAN 6 (capsule FOTON) 14/09/2007 – 26/09/2007 11,8 jours Comètes, Titan, Mars 
PROCESS EXPOSE-E installé sur l'ISS Février 2008 – Aout 2009 18 mois  Comètes, Titan, Mars, météorites
AMINO EXPOSE-R installé sur l'ISS Mars 2009 – Mars 2011 24 mois Comètes, Titan, météorites 
PSS EXPOSE-R2 installé sur l'ISS 24/07/2014 - ? En cours (12 à 18 mois) Comètes, Titan, Mars, météorites, milieu interstellaire, instrumentation spatiale (biopuces) 

 

Ces quatre expériences d'astrochimie sont soutenues par le CNES (Centre National des Etudes Spatiales) depuis qu'elles ont été sélectionnées par l'ESA (European Space Agency). Le PI (Principal Investigator) de ces quatre expériences est Hervé COTTIN. Ces projets concernent particulièrement l'étude des molécules d'intérêt cométaire (dans le cadre de la préparation à l'interprétation des résultats de la mission ROSETTA), la chimie de Titan (mission Cassini Huygens), ou encore la chimie organique dans l'environnement martien (Curiosity, et projet ExoMars).

 

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Figure 2 : EXPOSE sur l'ISS

 

 MOLECULES ETUDIEES

 

Parmi les molécules d'intérêt prébiotique exposées figurent :

 

+ Des bases azotées (par exemple l'adénine, la guanine, l'uracile) que l'on retrouve dans l'ARN et l'ADN, ainsi que certains acides aminés, pourraient faire partie des molécules organiques apportées par les comètes, météorites ou micrométéorites. Leur temps de vie photochimique dans l'espace est mesuré grâce aux expériences en orbite de manière à ce que nous puissions avoir une meilleure estimation de la quantité de ces molécules qui a pu être apportée sur la Terre primitive.

 

+ Des mélanges gazeux tels que N2 /CH4 et Ar/ CH4 qui ont pour but d'étudier la photochimie du méthane dans l'atmosphère de Titan, voire pour des temps d'exposition suffisamment long, la formation de Tholins (analogues d'aérosols organiques observés dans l'atmosphère du satellite de Saturne). Des Tholins produits en laboratoire sont aussi exposés : en nous aidant à comprendre l'évolution et la dégradation de leur structure chimique, les résultats de leur exposition nous permettent de mieux comprendre le cycle de la matière organique sur Titan.

 

+ A ce jour, aucun composé organique n'a été détecté sur Mars. Les conditions environnementales de la planète, dont le rayonnement atteignant la surface, pourraient être à l'origine de la dégradation partielle ou totale de toute matière organique complexe. Grâce aux expériences d'exposition en orbite terrestre, nous étudions l'évolution de composés organiques soumis à un rayonnement UV similaire à celui qui atteint la surface de Mars. Les composés organiques exposés sont essentiellement des acides carboxyliques car l'environnement de Mars est très oxydant, et devrait conduire à la formation de ce type de molécules. Nos résultats de photolyse ont ainsi pour but de cibler les molécules détectables à la surface de Mars par les missions d'exploration in situ (Curiosity, ExoMars).

 

+ Les carbonates font également partie des échantillons exposés en orbite, car leur détection sur Mars pourrait apporter plus d'informations sur l'histoire de l'eau liquide à la surface de cette planète et sur l'évolution de son atmosphère et de son climat. En effet, les carbonates peuvent être formés à partir d'eau liquide et de CO2, les carbonates fossiles peuvent survivre des milliards d'années, et certains auraient même pu être produits par une activité biologique, même rudimentaire (biominéraux).

 

Ces molécules sont placées dans des cellules, agencées de manière à optimiser l'espace, comme le montrent les Figures 3 & 4.

 

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 Figure 3 : BIOPAN couvercle ouvert (à gauche) et EXPOSE-R (à droite) avant le vol

 

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Figure 4 : Schéma du support des cellules contenant les échantillons