Origine et évolution de la matière organique : de l’inerte ... · Pas de protéines sans réplication ... OCN-Espèces Abondances (%) H2O 100 CO 2 22 CO 16 NH 3 13 ... F. Capaccioni

Origine et évolution de la matière organique :

de l’inerte à l’émergence du vivant

Laboratoire de Physique des Interactions Ioniques et Moléculaires (PIIM)

Aix Marseille Université (AMU), Centre de St Jérôme, service 252, Marseille

T. Chiavassa

Origine et évolution de la matière organique :

de l’inerte à l’émergence du vivant

Sous quelle forme se présentent les premières traces de vie ?

Par quel type de scénario la vie a pu apparaître sur notre planète ?

Comment la matière inerte se complexifie ?

Quelques questions que nous allons abordées !

Astrochimie : Evolution des composés chimiques dans le milieu interstellaire (MIS) et

dans des objets interplanétaires (satellites de planètes, comètes, météorites…).

Contexte de nos études

Hydrogène

Atomes

Carbone

OxygèneAzote

Objectif : comprendre comment cette matière évolue à partir des molécules primitives

- Observations astrophysique/missions spatiales

- Expériences de simulation en laboratoire

Briques

élémentaires

du vivant

Molécules

complexes

Glycine

(Acide aminé)

Purine

(Base nucléique)

Acide Myristique

(Acide gras)

Glycéraldehyde

(sucre)

Eau

Méthanol

Ammoniac

Molécules

primitives

Les oligopeptides

Protéine

Enzyme

Acides

aminés

Briques élémentaires(acide aminé, base nucléique, sucre…)

Biomolécules (protéines, acides nucléiques…)

Vers l’émergence du vivant

Les oligopeptides Les oligonucléotides

Protéine

Enzyme(ADN)

Chimie prébiotique

Acides

aminés

Interconnecté

� Pas de protéines sans réplication

� Pas de réplication sans protéines

Bases

nucléiques

Sucres

Phosphates

Chimie prébiotiqueChimie prébiotiqueBriques élémentaires

(acide aminé, base nucléique, sucre…)

Biomolécules (protéines, acides nucléiques…)

Vers l’émergence du vivant

Terre primitive

Biomolecules

simplif

y

simplif

y

Cellule vivanteCellule primitive

replication

replicase

RNA

translation

Acides nucléiques (ARN, ADN)

Protéines-Enzymes

Fin Hadéen (-4Ga)

Continents

Océans d’eau liquide

Surface protégée du vent solaire par

un champ magnétique

Schopf et al. (2002) Nature, Wray et al.,Science, 274 (1996), 568-573

Stromatolithes

Les plus vieilles et plus simples formes de vie sont datées de 3,5 Ga

Composés de cyanobactéries (algues bleu-vert)

6CO2 + 12H2O + lumière → C6H12O6 + 6O2 + 6H2O.

Glucose

L’apparition de ces cyanobactéries a entrainé la photosynthèse : Rejet de O2

Emergence de la vie terrestre

700 Ma : Apparition des premiers animaux/coquillages et méduses

L’accumulation de O2 a entraîné une explosion de la diversité !

500 Ma : Apparition des premiers poissons

245 Ma : Premiers mammifères

400 Ma : Premiers insectes

5 Ma : Humanité

AustralopithèqueEnv 4,2-2,5 MA

Homo sapiensEnv 35000 ans

Emergence de la vie sur Terre : Origine terrestre ?

Hypothèses d’Oparin (1924) et Haldane (1929)

Synthèse abiotique de composés organiques : atmosphère primitive de la Terre

Mais pas d’ADN ou ARN

Acides aminés, bases nucléiques……

Expérience de Miller-Urey (1953)

La soupe primitive

Emergence de la vie sur Terre : Origine terrestre ?

Synthèse abiotique de composés organiques : sources hydrothermales sous-marines

Situation propice à la formation d'hydrocarbures

(Holm et Charlou, 2001).

Possibilité de former des acides aminés (A. Loison, thèse 2010)

Emergence de la vie sur Terre : Origine extraterrestre ?

Molécules organiques délivrées par des petits corps du système solaire : météorites, comètes

astéroïdes ..

Meteor crater (Arizona)

Grand bombardement tardif : 3,9 milliards d'années

durée de 50 à 150 MA

R. Gomes et al , Nature 2005

Induit par la migration des

planètes géantes

Cratères lunaires

Origine de l’univers

13,7 Ga

Particules (quarks, électrons, photons)

Big BangTempérature (K)

Formation des premiers

éléments (H, D, He, Li, Be)

1 minFormation des protons et

neutrons109 K

Nucléosynthèse primordiale

3 min

temps1032 K

Découplage de la lumière et de la matière 380000 ans

Formation des premiers

atomes (H, D, He, Li, Be)103 K

Formation d’atomes plus

lourds (C, N, O…)

550 MA

(Satellite Planck !)

Formation des premières étoiles et galaxies

Nucléosynthèse stellaire< 102 K

(-173°C)

Quelle est l’origine de cette matière extraterrestre ?

Supernova

Etoile de masse faible

Production et éjection d’éléments > Fe

(…Co, Zn, Hg, I, Au, Pt , U)

Ejection d’atomes……Al, Mg, Si, Fe

Formation de poussières (silicates, O>C)

(SiC, Carbone, C>O)

Les atomes plus lourds sont formés sont formés dans les étoiles en fin de vie

V838 Monocerotis (crédit Hubble)

Géante rouge (Phase AGB)

Etoile de masse élevée

Nébuleuse du crabe (crédit Hubble)

Numéros atomiques des éléments

Ab

on

da

nce

s re

lati

ve

s

Nucléosynthèse

primordiale

Abondance Cosmique/ H

He (0,1) Si (3,3.10-5)

C(3,3 10-4) Fe (3.0 10-5)

O (7 10-4) Mg (2,4.10-5)

N (9 10-5) Al (3,1.10-6)

S (2 10-5)

P (2 10-7)

Quelle est l’origine de cette matière extraterrestre ?

Matière

organique

Nucléosynthése

stellaire

Matière minérale

Eléments des poussières

interstellaires

Capture des neutrons

Etoile Evoluée

Cycle de la poussière interstellaire

Nuage diffus

Perte de masse et réinjection

de la poussière/éléments

Nuage dense

Contraction

Disque protoplanétaire

EffondrementFormation d’une

étoile et planètes

Système planétaire

Evolution

stellaire

Où se sont formées les premières molécules organiques ?

Nébuleuse d’Orion, Crédit Hubble

Gaz (99%) /poussières (1%)

Où se forment les molécules interstellaires ?

T<20 K

(-253°C)

Détection en Radioastronomie

IRAM (télescope du Plateau de Bure)

ObservationsDans les nuages denses

Particule de poussière interplanétaire (IDP)

(Bradley et al, Science, 2005)

Taille des poussières 0,1 µm



T=10-20 K



Gibb et al , ApJ 2000





Molécules détectées dans le MIS et les

enveloppes circumstellaires: Gaz et SolideComposés hydrogénéesH2, HD, H3+, H2D+Chaînes et cycles carbonésCH CH+ C2 CH2 CCH C3CH3 C2H2 l-C3H c-C3H CH4 C4C-C3H2 l-C3H2 C4H C5 C2H4 C5Hl-H2C4 HC4H CH3CCH C6H C6H2 HC6HC7H CH3C4H C8H C6H6 Composés contenant H, O, COH CO CO+ H2O HCOHCO+ HOC+ C2O CO2 H3O+HOCO+ H2CO C3O HCOOH CH2COH2COH+ CH3OH CH2CHO HC2CHO C3OCH3CHO c-C2H4O CH3OCHO CH2OHCHO CH3COOHCH3CHOH (CH3)2O CH3CH2OH (CH3)2CO HOCH2CH2OHC2H5OCH3 HCOOCH3Composé contenant H, C, NNH CN NH2 HCN HNC N2H+NH3 HCNH+ H2CN HCCN C3N CH2CNCH2NH HC3N HC2NC NH2CN C3NH CH3CNCH3NC HC3NH+ C3N CH3NH2 C2H3CN HC5N CH3C3NC2H5CN HC7N CH3C5N HC9N NH2CH2CN HC11N C3H7CN CCNComposés contenant H, O, C, NNO HNO N2O HNCO HCONH2, CH3CONH2, CH3NCOComposés soufré, silicés et autres espècesSH CS SO SO+ NS SiH SiCSiN SiO SiS HCl NaCN MgCN MgNCH2CS HNCS C3S c-SiC3 NaCl AlCl KClHF AlF CP PN H2S C2S SO2OCS HCS+ c-SC2 SiCN SiH4 SiC4 CH3SHC5S FeO AlNC

+ molécules deutérées

Plus de 180 molécules détectées

(radiostronomie/infrarouge)

C60+



T=10-20 K


IRAM (télescope du Plateau de Bure)

Satellite ISO

Détection en infrarouge






* Whittet et al., Astron. Astrophys. 315(1996) L357-L360

Silicates/

Matière carbonéé1000 5004000 2500

Nombres d’onde (cm-1)Cassiopée

OCN- Espèces Abondances (%)

H2O 100

CO2 22

CO 16

NH3 13

CH3OH 5

H2CO 4

HCOOH 3

CH4 2

OCN- 1

Glaces interstellaires

Spectre infrarouge (NGC-7538-IRS9)

Accrétion (H, O, C, N..)

Diffusion

Réaction chimique

silicates et matière

carbonéeManteau de glace

(H2O, NH3, CH4, CO, CO2…)10 K

Nuage moléculaire

Dense (10-20 K)« molécules

Primitives »

Comment se forment les glaces interstellaires et les molécules primitives ?

Ces grains peuvent jouer un rôle catalytique en induisant la formation de H2

H2CO, CH3OH

en permeVant : CO → HCO → H2CO → CH3OHH H 2H

Formaldéhyde MéthanolWatanabe et al, ApJ, 2002

1) Effet Thermique

(10-200 K)

composés volatils

« Glace primitive»

(H2O, CO, CO2..)

Cœur de

silicates

2) Effets du rayonnement VUV (flux stellaire)

ProtoétoileNuage

moléculaire

Environnement

stellaire

(T=100-200 K)

Disque

protoplanétaire

Formation d’un

système planétaire

(Planètes.

Astéroides

Comètes,.)

T<20 K

104 –105 ans 105 –3x106 ans >5x107 ans

enveloppe

composés réfractaires

(Résidu)

Formation de

planétésimals

3x106 - 5x107 ans

Comment la matière évolue des molécules primitives vers des molécules complexes ?

Lien ?

Mission Rosetta (2014- )

-Etude de 67P/Churyumov-Gerasimenko (Famille de Jupiter)

RDV (Orbiter): 6 Août 2014

Images (OSIRIS)

Quels types de molécules dans les comètes ?

PHOTO ESA. ROSETTA. MPS FOR OSIRIS


Instrument VIRTIS (Visible InfraRed Thermal Imaging Spectrometer)

-Très faible albedo (R=6%)

- T surface : 180-230 K (septembre 2014)

-Composition identique partout

- Pas de présence d’eau

--Présence de matière organique réfractaire déshydratée

Information sur la Surface

F. Capaccioni et al, Science 2015

-Atterrissage du lander Philae 12 novembre 2014

Credits: ESA/Rosetta/OSIRIS

X


Présence de molécules organiques en

quantité importante sous la surface

de la comète (10-20 cm)Images (OSIRIS)

2 instruments (COSAC/PTOLEMY) ont pu sniffer

la surface lors du rebond !


POM

F. Goessmann et al, Science 2015

Météorite Murchison (0,6-3% matière carbonée)

5-25% (Matière organique soluble)75-95% (MOI)

Les météorites chondritiques carbonées : Murchison ( 1969)

Quels types de molécules dans les météorites?Quels types de molécules dans les météorites?

Grande diversité de molécules (P. Schmitt-Kopplin et al, PNAS 2010)

Traitement: extraction (H2O, 100°C)-

hydrolyse HCl, 6M et dérivatisation

Plus de 500 structures identifiées

Grande diversité de molécules

Analyses ciblées de la Matière Organique Soluble

Les météorites chondritiques carbonées : Murchison

Pizzarello et al., Meteorites and the Early Solar System II,

2006, 625-651

Quels types de molécules dans les météorites?

Acide aminé

Base nucléique : uracile xanthine

Acide carboxylique

Expériences de simulation en laboratoire (PIIM)

Dispositif expérimental AHIIA

(Analysis from the Heating of Interstellar Ice Analogs)

Molécules complexesIrradiation VUV (10-200 K)«Molécules primitive»

(H2O, CH3OH, NH3…)Effet thermique (10-200 K)

N

N

N

NO

OHH2N

R R

1) Expériences de réactivités ciblées (Projet RING)

Glace interstellaire oucométaire

Ex : Molécules cibles

HMTAcides aminés et

précurseurs

POM

HO-(CH2O)n-H

Déterminer les mécanismes

de formation

Irradiation VUV (10-200 K)

Effect thermique (10-200 K)

Composés volatils

Hale Bopp Comet

National Astronomiy of Japon Observatory

Hot corino (IRAS16293-2422), Cazaux et al, 2003

Régions de

formation

d’étoiles

Comète

2) Analyse globale des composés organiques volatils (Projet VAHIIA, ANR : G. Danger)

«Molécules primitive»

(H2O, CH3OH, NH3…)

Glace interstellaire ou

cométaire

Déterminer les molécules présentes dans

les environnements d’étoiles

et de comètes

Irradiation VUV (10-200 K)

Effect thermique (10-200 K)

(Résidu)

Composés volatils

3) Analyse globale des résidus (projet RAHIIA)

«Molécules primitives»

(H2O, CH3OH, NH3…)

Wild 2 comet, Nasa

Comète

Météorite

Glace interstellaire oucométaire

Déterminer la composition des

comètes et météorites

RING

VAHIIA

RAHIIA

Dispositif expérimental AHIIA

(Analysis from the Heating of Interstellar Ice Analogs)

Expériences de simulation en laboratoire sur des analogues de glaces interstellaires

FT-IR

Dispositif AHIIA

cryostat


Mélange gazeux

10-9 mbar

≈ mbar

Enceinte

Tête cryogénique


Mélange gazeux

FT-IR


10-9 mbar

≈ mbar

Dispositif AHIIA

cryostat

lignesd’injection


« Glace»

FT-IR

Dépôt T=10-80 K

Mélange gazeux


10-9 mbar

Dispositif AHIIA

cryostat


« Glace»

Dépôt T=10-80 K

FTIR

Dispositif AHIIA


Mélange gazeux

10-9 mbar

Enceinte

FT-IR


S

D

FTIR

FT-IR

« Glace»

FT-IR

Dépôt T=10-80 K

Flux de la lampe H2

F=1014 photons.cm-2. s-1

S

D

FTIR


Mélange gazeux

10-9 mbar

Dispositif AHIIA

lampe VUV

FT-IR


Projet RING

10-9 mbar

10 K

V=4K/min

290 K

V=4K/min

« Glace»

Projet RING


Mélange gazeux

Dispositif AHIIA

FT-IR


S

DFT-IR

40V=4K/min

290 K

V=4K/min

Sublimation« Glace»

10-8 mbar

FT-IR

Dispositif AHIIA

Projet RING

Mélange gazeux


10 K

FT-IR

QSMRGA


41V=4K/min

290 K

V=4K/min

Sublimation« Glace»

FT-IR

10-8 mbar

Dispositif AHIIA

Projet VAHIIA

(ANR-12-JS08-0001-01)

Mélange gazeux


10 K


Unité de

préconcentration

et injection

Cannes de

transfert

10-8mbar

FT-IR

Dispositif AHIIA

Projet RAHIIA

Mélange gazeux


cannes de transfert


Cannes de

transfert

10-7 mbar

FT-IR

Dispositif AHIIA

Projet RAHIIA

Mélange gazeux

cannes de transfert


Cannes de

transfert

10-7 mbar

FT-IR

Analyse ex-situ du grain

(Orbitrap, GC-MS, HPLC-MS)

Dispositif AHIIA

Projet RAHIIA

Mélange gazeux


cannes de transfert


amides

Alcool-acideAmine

HMTΔ (300 K)

hν (VUV-78 K) temps =44H

hν

(adapté de Oberg et al 2009)

CH3OH CH3O

hν hν hνH2CO HCO

CO

Méthanol Formaldéhyde

OHHCOOH

CO2

OH

Acide

formique

Irradiation VUV d’un analogue de glaces interstellaires (CH3OH/NH3/H2O)

H2O/NH3/CH3OH =3/1/1

hν (VUV-78 K)

CH3OH CH3O

hν hν hνH2CO HCO

OHHCOOH

CO

CO2

hν

OH(adapté de Oberg et al 2009)

RésiduH2O/NH3/CH3OH =3/1/1

Δ (300 K)hν (VUV-78 K)

amides

Alcool -acideAmine

HMT(Résidu

300 K

hν (VUV-78 K) temps =44H

Méthanol FormaldéhydeAcide

formique

Irradiation VUV d’un analogue de glaces interstellaires (CH3OH/NH3/H2O)

N

N

N

N

(HMT )

+ de 50% de la massedu résidu

COV

Mécanisme de Formation de HMT (projet RING)

Vinogradoff et al, A§A, 2013

Réseau de réactions (grains) : Formation de

molécules organiques complexes

Theulé et al, Advances in space research, 2013

POM

Irradiation VUV du méthanol (20K) et réchauffement à 300 K

Analyse en GC-MS des différents photoproduits

(projet VAHIIA)

N. Abou-Mrad et al (2015)

Molécules détectées dans les environnements

d’étoiles et de comètes

Prochaines étapes : Irradiation VUV du CH3OH/NH3/H2O

hν (VUV-78 K) + ∆ (300 K)

Résidu

100 µg

Composition MOS ?

H2O/NH3/CH3OH =3/1 /1

IAS

collaboration

Analyse des résidus réfractaires issus d’analogues de glaces (H2O/NH3/CH3OH =3/1/1)

hν (VUV-78 K) + ∆ (300 K)

H2O/NH3/CH3OH =3/1 /1

Hydrolyse acide et dérivation

Analyses ciblées

30 acides aminés

Résidu

100 µg

GC-2D-MS/MS

IAS

collaboration

Meinert et al., Chem.PlusChem., 77 (2012) 186-191


hν (VUV-78 K) + ∆ (300 K)

H2O/NH3/CH3OH =3/1 /1

Hydrolyse acide et dérivation

Analyses ciblées

30 acides aminés

Résidu

100 µg

Spectrométrie de masse haute

résolution : ORBITRAP

Solubilisation dans CH3OH

Source electrospray

ESI (+) ou ESI (-)

ions

(M+H)+

Analyses Globales

collaboration

ions

(M-H)-

IPAG

IAS

collaboration

GC-2D-MS/MS

Meinert et al., Chem.PlusChem., 77 (2012) 186-191

Danger et al., Geochim.Cosmochim.Acta, 118 (2013) 184-201


Intérêts : haute sensibilité (sub femtomolaire), haute précision masse (R=100000)

Fenêtre

hν (78 K)

∆ (300 K)

∆ (300 K)

hν (78 K)

∆ (300 K)

MOS

Ref 1

Ref 2

Différenciation entre synthèse du résidu et contaminants

Différenciation entre synthèse du résidu et contaminants

Dizaine de milliers d’espècesJusqu’à m/z 4000 → macromolécules

Dizaine de milliers d’espècesJusqu’à m/z 4000 → macromolécules

Danger et al., Geochim.Cosmochim.Acta, 118 (2013) 184-201


Groupe CHNO-95% des molécules forméesComposition élémentaire moyenne

Groupe CHNO-95% des molécules forméesComposition élémentaire moyenne

H/C=1.65, N/C=0.33, O/C=0.37

Mode ESI (-)


Groupe CHNO

Mode ESI (-)

Diagramme de van Krevelen

Danger et al, 2015


Ces résidus peuvent être considérés comme analogues à la MOS des météorites mais aussi à

la matière cométaire.

Comparaison entre la MOS du résidu et la MOS de la météorite de Murchison

eau

Résidu organique réfractaire

Conditions de la terre primitive(T, PH, minéraux)

Auto-organisation

de la matière ?

Devenir de la matière organique soluble ?

Sélection ?

Energie

Cellule

?

Briques

élémentaires

Biomolécules

?

Acides aminés Oligopeptides

L. d’Hendecourt (IAS, Paris) R. Pascal (IBMM, Montpellier)

Evolution prébiotique ?

Grégoire Danger

Fabien Borget Isabelle Couturier

Fabrice DuvernayNathalie Pietri Patrice Theulé Abdelkrim Toumi

(PhD student)

Thierry ChiavassaNinette Belles-Limeul

(Post-Doc)

Aurélien Fresneau

(PhD student)

Astrochemistry Group, team Spectrométries et Dynamique MoléculaireLaboratory Physique des Interactions Ioniques et Moléculaires

UMR-CNRS 7345, Centre Saint-Jérôme, case 252Aix-Marseille University, 13397, Marseille, France

http://sites.univ-provence.fr/piim/-Astrochemistry-.html

Teddy Butscher

(PhD student)

Le soleil, la terre... la vie : La quête des origin es

http://www.exobiologie.fr/

Robert Pascal, Hervé Martin, Muriel Gargaud, Purification Lopez Garcia, Thierry Montmerle, Ed Belin

- http://www.exobiologie.fr/index.php/actualites/ouvrages/interdisciplinaire-ouvrages-

actualites/parution-de-louvrage-levolution-de-lunivers-aux-societes/

Evolution de l’Univers aux sociétés

40 auteurs parmi lesquels JP Bibring, M. Gargaud, L. d’Hendecourt, H. Martin, R. Pascal

Glace

migration

I

migration

I

migration

I

migration

I

migration

I

Analyse des Composés organiques volatils (VAHIIA)

Glace

migration

I

migration

I

migration

I

migration

I

migration

I


Glace

migration

I

migration

I

migration

I

migration

I

migration

I


Glace

migration

I

migration

I

migration

I

migration

I

migration

I


Glace

migration

I

migration

I

migration

I

migration

I

migration

I



migration

IEntrée des composés dans

le spectromètre de masse


Ionisation des composés

dans la source(IE ou IC)


Focalisation des ions


Piegeage des ions

dans la trappe


Expulsion de la trappe et

détection des ions

« Mesure de la masse »m/z

I

ion moléculaire

Spectre de masse

ion fragment


Collecteur d’aérogel {Crédit NASA}

Wild 2 vu depuis

la sonde

Aérogel

Trace de grain

cométaire

Sonde Stardust

Grains cométaires recueillis de Wild 2 :

Résultats analyses : traces de Glycine et CH3NH2

(Sandford et al, 2006)

Mission Stardust (2006)

Documents

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