Soutenance de thèse de Yohann LAYSSAC

Le milieu interstellaire (MIS) est composé à 99% de gaz et à 1% de poussières, en masse. Dans les nuages moléculaires denses, où la matière se concentre, la température est d’environ 10 K, ce qui provoque la condensation d’atomes et molécules sur les grains solides formant ainsi les glaces interstellaires. Parmi les molécules qui composent ces glaces, on retrouve l’eau (H2O), le monoxyde de carbone (CO), le formaldéhyde (H2CO) et le méthanol (CH3OH). Ces dernières sont constamment bombardées par des photons (UV, X) et particules (H+, e-, ions lourds) énergétiques éjectés des étoiles environnantes. L’apport d’énergie est suffisant pour casser des liaisons chimiques et former des espèces radicalaires dont la réactivité peut conduire à des molécules aussi complexes que des sucres, des polyols, des acides carboxyliques ou encore des polymères. L’étude de la formation de ces molécules est importante car la glace interstellaire est un réacteur chimique efficace dont les molécules produites sont incorporées dans les astéroïdes, les comètes et les planètes composant les systèmes stellaires en formation. Afin de mieux comprendre la chimie du MIS, nous avons simulé ces processus au laboratoire au moyen d’une expérience de physico-chimie, appelée RING (Reactivity in INterstellar Grains), qui permet de générer des analogues de glaces sur un doigt froid (11 K) et sous vide (10-9 mbar). Nous utilisons une lampe à plasma d’hydrogène pour reproduire le rayonnement UV (Lyman-ɑ : 121,6 nm) d’une étoile proche et initier des processus de réactivité radicalaire au sein de l’échantillon. Deux techniques analytiques nous permettent de suivre l’évolution chimique de nos analogues de glaces interstellaires : la spectroscopie infrarouge (IR) et la spectrométrie de masse. Grâce à l’utilisation conjointe de ces techniques, de nombreux produits pertinents pour la chimie du MIS tels que des sucres (glycéraldéhyde), des polyols (glycérol), des acides carboxyliques (acide formique) ou encore des polymères (polyoxyméthylène) ont été caractérisés. Néanmoins, un problème subsiste : les intermédiaires radicalaires formés dans les analogues de glaces interstellaires sont difficilement détectables par des techniques analytiques classiques comme la spectroscopie infrarouge. Il est donc impossible de conclure sur les voies réactionnelles ayant lieu dans nos échantillons. C’est pourquoi l’objectif central de cette thèse est de développer de nouvelles méthodologies permettant la caractérisation des radicaux ainsi que le contrôle de la réactivité radicalaire dans les analogues de glaces. Nos principaux résultats montrent que l’utilisation de la technique d’isolation en matrice cryogénique de gaz rare et de la spectroscopie à résonance paramagnétique électronique (RPE) pour l’analyse des échantillons sont des outils extrêmement prometteurs pour l’élaboration de schémas réactionnels précis.

The interstellar medium (ISM) is composed of 99% gas and 1% dust, by mass. In dense molecular clouds, where matter is concentrated, the temperature is about 10 K, leading to the condensation of atoms and molecules on solid grains forming interstellar ices. Among the molecules that compose these ices, we find water (H2O), carbon monoxide (CO), formaldehyde (H2CO) and methanol (CH3OH). These molecules are constantly bombarded by energetic photons (UV, X) and particles (H+, e-, heavy ions) ejected from the surrounding stars. The energy input is sufficient to break chemical bonds and form radical species whose reactivity can lead to molecules as complex as sugars, polyols, carboxylic acids or polymers. How these molecules are formed is particularly interesting because interstellar ices represent an efficient chemical reactor and the products are incorporated in the asteroids, comets and planets of forming stellar systems. To better understand the chemistry of the ISM, we have simulated these processes in the laboratory using a physical chemistry experiment, called RING (Reactivity in INterstellar Grains), that allows the generation of ice analogs on a cold finger (11 K) and under vacuum (10-9 mbar). We use a hydrogen plasma lamp to mimic the UV radiation (Lyman-ɑ: 121.6 nm) of a nearby star and initiate radical reactivity within the sample. Two analytical techniques allow us to follow the chemical evolution of our interstellar ice analogs: infrared (IR) spectroscopy and mass spectrometry. With the use of both these techniques, many relevant products for the ISM chemistry such as sugars (glyceraldehyde), polyols (glycerol), carboxylic acids (formic acid), and polymers (polyoxymethylene) have been characterized. Nevertheless, a problem remains: the radical intermediates formed in the interstellar ice analogues are difficult to detect by classical analytical techniques such as infrared spectroscopy. It is therefore impossible to conclude on the reaction pathways taking place in our samples. This is why the central objective of this thesis is to develop new methodologies allowing the characterization of radicals as well as the control of radical reactivity in ice analogs. Our main results show that the use of cryogenic noble gas matrix isolation technique and electron paramagnetic resonance (EPR) spectroscopy for sample analysis are extremely promising tools to draw accurate reaction schemes.