Simulation expérimentale de la chimie atmosphérique de Titan : Suivi des espèces produites et comparaison à un modèle cinétique - Laboratoire interuniversitaire des systèmes atmosphériques Accéder directement au contenu
Thèse Année : 2004

EXPERIMENTAL SIMULATION OF TITAN'S ATMOSPHERIC CHEMISTRY : FOLLOW UP OF THE PRODUCED SPECIES AND COMPARISON WITH A KINETIC MODEL

Simulation expérimentale de la chimie atmosphérique de Titan : Suivi des espèces produites et comparaison à un modèle cinétique

Résumé

Since several years, GPCOS team (Groupe de Physico-Chimie Organique Spatiale) of LISA has developed an experimental program, of which the goal is to simulate Titan's atmospheric chemistry. Analytical techniques has been developed in order to detect and to quantify compounds produced during these experimental simulations : gaseous compounds by IR spectrometry and GC-MS, solid compounds (deposited on the walls of the reactor) by elemental analysis and pyrolysis coupled with GC-MS. However, due to the complexity of the studied chemistry, production mechanisms (especially of Titan's aerosols analogues) were not correctly described. In addition the representativity of the energy in this kind of glow discharge (electrons in place of UV photons), in order to simulate the Titan's stratospheric conditions was seriously contested. Using a kinetic model of the glow discharge for analysing experimental results, we managed to explain mechanisms taking place inside the reactor. We have determined the energy deposited in the discharge by the electrons; detected in situ short time species (radicals, ions, excited species) by UV-Vis emission spectrometry; and compared the evolution of relative abundances of species with the modeling results Even if we detected CH radical, it is not predicted by photochemical models of Titan's atmosphere. Thus, if it is present in Titan's atmosphere, it may participate to the C2H2 formation, which present an underestimated abundance with about 30% by the photochemical models. We also have detected ammonia (NH3) in the major products. Its possible presence in condensed phase on Titan could explain Titan's albedo at about 5 µm. Effectively NH3 ices have a strong absorption feature around 5.25 µm. If its presence is confirmed by CIRS, the IR spectrometer onboard Cassini-Huygens mission, this exo/astrobiological compound could participate to the grow of Titan's aerosols. Notably, it could react with hydrogen cyanide (HCN) in order to form NH4CN which can product, in presence of water, purine bases like adenine and diaminopurine. Coming from cometary and meteoritic impacts, oxygenated compounds (CO, CO2 and H2O) are present in Titan's atmosphere. Thus, we have performed the first experimental simulation with an initial mixture made of N2/CH4/CO (98/1,99/0,01) in order to verify the impact of carbon monoxide (CO), major O-containing compound in Titan's atmosphere, on the produced gaseous phase. We have identified by two analysis techniques (IR spectrometry and CG-MS) oxirane (or ethylene oxide, an O-cyclic molecule), the major O-containing organic product. This compound has been detected in the Interstellar Medium and its possible presence on Titan will be confirmed by CIRS (with a strong feature at 11.4 µm). The evolution as a function of the experimental parameters of : 1. species abundances in the discharge 2. atomic composition of tholins has allowed to propose a mechanism concerning the gaseous organic compounds : an exchange of an hydrogen fixed on a carbon by a C≠N radical. This hypothesis is in agreement with reactions proposed by the atmospheric chemical models : HCN + CN  C2N2 + H k = 6,31.10-17 Tg1,57 exp (-50/Tg) cm3.s-1 C2H2 + CN  HC3N + H k = 5,67.10-9 Tg-0,55 exp(-4/Tg) cm3 s-1 C2H4 + CN  CH2CHCN + H k = 1,25.10-10 (Tg/300)0,7 exp(-30/Tg) cm3 s-1 This kind of reactions could be possible with polyynes in order to product cyanopolyynes : C4H2 + CN  HC5N + H k = 2.10-10 cm3 s-1 C6H2 + CN  HC7N + H k = 2.10-10 cm3 s-1 C8H2 + CN  HC9N + H k = 2.10-10 cm3 s-1 Concerning tholins, the same kind of mechanism could take place on a chemical structure made of conjugated systems. For the first time, the comparison between the energy deposited in the reactor and the one arriving in Titan's atmosphere has been realised, allowing to discuss the energetic representativity of the glow discharge. The power provided by the electrons in the plasma is 108 times bigger than the one brought by photons responsible of CH4 and N2 dissociations (> 10eV ; < 150 nm). A comparison with the production rates of solid compounds shows that the experimental simulation has a production rate about 104 times smaller than the one of Titan (rate relative to the deposited power in the two cases).
Depuis plusieurs années, le Groupe de Physico-Chimie Organique Spatiale au sein du LISA a développé un programme expérimental en laboratoire ayant pour objectif de simuler la chimie atmosphérique de Titan. Des techniques d'analyse ont été développées pour détecter et quantifier les composés formés au cours de ces simulations : spectrométrie d'absorption IR et Chromatographie en Phase Gazeuse Couplée à la Spectrométrie de Masse (CPG-SM) pour les composés gazeux, analyse élémentaire et pyrolyse couplée à la CPG-SM pour les composés solides déposés sur les parois du réacteur. Cependant, vu la complexité de la chimie étudiée, les mécanismes de formation des espèces dans le réacteur (et notamment des analogues d'aérosols de Titan) n'étaient toujours pas compris et la représentativité de l'énergie utilisée dans ce type d'expérience par plasma froid (électrons au lieu de photons UV) pour simuler les conditions stratosphériques de Titan sérieusement contestée. A l'aide d'un couplage entre l'expérience et un modèle cinétique du plasma froid, nous avons pour la première fois expliqué les mécanismes ayant lieu dans cette simulation expérimentale. Nous avons déterminé l'énergie déposée par les électrons dans la décharge; détecté, en plus des composés gazeux, les espèces à courte durée de vie (radicaux, ions, espèces excitées) in situ par spectrométrie d'émission UV-Vis; et comparé l'évolution de l'abondance relative des espèces avec les sorties du modèle. Le radical CH a été détecté dans nos simulations alors qu'il n'est pas pris en compte par la plupart des modèles photochimiques de l'atmosphère de Titan. Ainsi, s'il est présent dans l'atmosphère de Titan, il pourrait entraîner la formation de C2H2, dont l'abondance est actuellement sous-estimée d'environ 30% par les modèles photochimiques. Nous avons détecté l'ammoniac (NH3) parmi les produits majoritaires dans nos expériences. Sa présence possible sous forme condensée pourrait expliquer le comportement de l'albédo de Titan vers 5 µm avec une forte absorption des glaces d'ammoniac autour de 5,25 µm. Si sa présence se révélait confirmée par CIRS, le spectromètre IR embarqué à bord de la mission Cassini-Huygens, ce composé d'intérêt exobiologique interviendrait dans les processus de croissance des aérosols de Titan, et notamment pourrait réagir avec l'acide cyanhydrique (HCN) pour former NH4CN, qui peut produire, en présence d'eau, des bases puriques telles que l'adénine et la diaminopurine. Provenant des apports cométaires et météoritiques, la présence en quantité notable de composés oxygénés (CO, CO2 et H2O) dans l'atmosphère de Titan nous a conduit à mener la première simulation expérimentale contenant initialement N2/CH4/CO (98/1,99/0,01) afin de vérifier l'impact du monoxyde de carbone (CO), composé oxygéné majoritaire dans l'atmosphère de Titan, sur la composition de la phase gazeuse. Nous avons identifié par deux techniques d'analyse (spectrométrie IR et CPG-SM) l'oxyrane (ou oxyde d'éthylène, C2H4O) comme composé organique oxygéné majoritaire. Ce composé a été détecté dans le milieu interstellaire et sa possible présence sur Titan pourra être confirmée par CIRS (signature à 11,4 µm). L'évolution de l'abondance des espèces dans la décharge ainsi que celle de la composition atomique des tholins en fonction des paramètres expérimentaux a permis de proposer un processus de remplacement d'un hydrogène porté par un carbone par un radical C≠N ayant lieu sur les composés organiques gazeux. Cette hypothèse est en accord avec des réactions proposées par les modèles de chimique atmosphérique : HCN + CN  C2N2 + H k = 6,31.10-17 Tg1,57 exp (-50/Tg) cm3.s-1 C2H2 + CN  HC3N + H k = 5,67.10-9 Tg-0,55 exp(-4/Tg) cm3 s-1 C2H4 + CN  CH2CHCN + H k = 1,25.10-10 (Tg/300)0,7 exp(-30/Tg) cm3 s-1 Ce type de réactions serait aussi possible avec les polyynes pour former des cyanopolyynes : C4H2 + CN  HC5N + H k = 2.10-10 cm3 s-1 C6H2 + CN  HC7N + H k = 2.10-10 cm3 s-1 C8H2 + CN  HC9N + H k = 2.10-10 cm3 s-1 Concernant les tholins, le même type de mécanisme aurait lieu sur une structure constituée de systèmes conjugués. La comparaison entre l'énergie déposée dans le réacteur et celle arrivant dans l'atmosphère de Titan a pour la première fois été réalisée, permettant ainsi de discuter de la représentativité énergétique du plasma. La puissance fournie par les électrons dans le plasma est 108 fois plus importante que celle apportée par les photons dans les domaines d'énergie correspondant aux dissociations du méthane et de l'azote (> 10eV ; < 150 nm). Une comparaison avec les taux de production des composés solides a montré que la simulation expérimentale a un taux de production environ 104 fois inférieur à celui de Titan (taux rapporté à la puissance déposée).
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Dates et versions

tel-00008510 , version 1 (16-02-2005)

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  • HAL Id : tel-00008510 , version 1

Citer

Jean-Michel Bernard. Simulation expérimentale de la chimie atmosphérique de Titan : Suivi des espèces produites et comparaison à un modèle cinétique. Astrophysique [astro-ph]. Université Paris-Diderot - Paris VII, 2004. Français. ⟨NNT : ⟩. ⟨tel-00008510⟩
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