L'eau et le cosmos : Quelle est l'origine de l'eau interstellaire ?
Quelle est l’origine de l’eau interstellaire ?
Les nuages interstellaires détiennent d’importantes réserves d’eau, dont la formation procède de mécanismes bien spécifiques, très différents de ceux qui, sur Terre, font réagir de l’hydrogène et de l’oxygène moléculaires. Intéressons-nous d’abord à la provenance de ces deux éléments. L’hydrogène est issu de la nucléosynthèse primordiale, c’est-à-dire qu’il a été engendré directement dans l’Univers issu du Big Bang. L’oxygène, quant à lui, est un produit de la nucléosynthèse stellaire : il a été conçu plus tard, au sein des étoiles.
Lors de la formation de celles-ci, des nuages d’hydrogène s’effondrent sur eux- mêmes et l’énergie gravitationnelle libérée par la contraction de l’ensemble fait augmenter la température. Des réactions de fusion nucléaire démarrent, synthétisant des noyaux de plus en plus lourds. Si l’étoile est suffisamment massive, l’augmentation de température est telle que les réactions thermonucléaires se poursuivent, conduisant à l’oxygène, via le carbone. À la fin de sa vie, l’étoile explose, devenant une supernova, et les éléments chimiques produits sont disséminés dans l’espace.
Plus de cent vingt molécules y ont été observées à ce jour, dont les mécanismes de formation sont tributaires des conditions physiques extrêmement variées qui règnent dans les milieux interstellaires.
Dans les milieux froids et dilués où les températures ne dépassent guère quelques dizaines de kelvins, l’agitation thermique est insuffisante et seules se produisent des réactions peu gourmandes en énergie, dont la formation d’eau. Le processus passe par la création de l’ion H3+, espèce très réactive constituée de trois protons et deux électrons. Ce maillon clé de la chimie stellaire résulte de l’ionisation des molécules d’hydrogène sous l’effet du rayonnement cosmique, suivie de leur combinaison avec un atome d’hydrogène. Les ions H3+ réagissent sur les atomes d’oxygène, conduisant à la formation d’eau, à l’issue d’une série d’étapes intermédiaires. Les molécules plus complexes, quant à elles, font intervenir un cycle de synthèse cent fois plus long.
Dans les nuages moléculaires denses où la température, parfois, n’atteint pas même la dizaine de kelvins, les atomes d’hydrogène, d’oxygène, de carbone et d’azote se déposent à la surface des grains microscopiques qu’ils rencontrent. Éjectées par les enveloppes extérieures d’étoiles en fin de vie, ces poussières constituent un pour cent environ du milieu interstellaire. Sans l’intervention de ces germes solides, les opportunités de rencontre des atomes seraient infimes. La proximité des espèces capturées facilite la combinaison des atomes, autorisant des réactions chimiques qui auraient du mal à se dérouler en phase gazeuse. La grande mobilité de l’atome d’hydrogène accélère encore le processus, qui mène à la formation de glace d’eau, de méthane, d’ammoniac… L’eau, qui se dépose ici sous forme de glace amorphe, est le constituant majoritaire du manteau de glace interstellaire. Par la suite, le rayonnement ultraviolet provenant des étoiles brise un certain nombre de liaisons moléculaires, qui se reforment différemment, produisant des molécules plus complexes.
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