La Chimie du disque solaire T-Tauri – T-Tauri.Chem.

Si l'on souhaitait identifier la découverte la plus importante fait en cosmochimie parmi la diversité des travaux de recherche entrepris dans le monde, cela serait sans aucun doute la compréhension de la période clé qui contrôle l'essentiel de l'évolution de la matière à proximité ou à distance de l'étoile centrale durant les premiers millions d'années. Cette idée ne provient pas uniquement des observations astrophysiques des étoiles jeunes, mais est également issue des mesures quantitatives faites sur la matière extraterrestre, météoritique et cométaire. Au cours de notre précédent projet ANR, nous avons par exemple montré que les premiers solides du système solaire se sont condensés à proximité du protosoleil (0.05 AU), ont été irradiés et ont été rapidement dispersés dans le disque d'accrétion pour participer à la formation des comètes à ~30 AU. Nous avons mesuré la composition isotopique du soleil de quelques éléments clé (e.g. O, N) et démontré que la plupart des solides du système solaire ont vu leur composition modifiée par rapport à cette composition primordiale, probablement au cours de réactions d'irradiation par le flux UV du soleil. Ce type de réactions est probablement responsable d'un grand nombre de propriétés caractéristiques et inexpliquées des constituants élémentaires des planétésimaux et des planètes, tels l'existence de fractionnements isotopiques indépendants de la masse, de la complexité structurale et isotopique des polymères organiques ou encore de l'échelle (depuis le nanomètre jusqu'à plusieurs UA) des hétérogénéités dans le disque d'accrétion. Contrairement à la conception « classique » de la formation du système solaire, nous avons montré que les protoplanètes se sont formées pendant cette période des premiers millions d'années. Une meilleure compréhension de la formation de notre système solaire passe désormais par l'approfondissement de plusieurs questions soulevées, en particulier, par nos travaux antérieurs. Ces questions sont : dans quelle mesure connaissons-nous les conditions physiques du disque d'accrétion et quel degré de confiance pouvons-nous accorder aux traceurs cosmochimiques (composition minéralogique, chimique et isotopique des premiers solides) communément utilisés pour reconstruire le dit environnement. Dans le domaine de la cosmochimie, nous avons clairement atteint un moment où le comportement de ces traceurs est difficile à prédire en raison de la nature hautement anormale des conditions physiques dans le disque de gaz et de poussière autour de notre protosoleil. Nous sommes convaincus que des progrès substantiels peuvent être réalisés à l'aide d'expériences de laboratoire conçues spécifiquement dans le but de reproduire ces conditions particulières, inconnues dans la matière terrestre ou dans des conditions de laboratoire ordinaires. L'intense activité du protosoleil, confirmé par les observations des jeunes étoiles, a eu des conséquences radicales sur la poussière et le gaz du disque d'accrétion. Par exemple, l'irradiation intense du disque par des protons et des particules alpha d'énergie de l'ordre du MeV ou la photoévaporation de la surface du disque a pu avoir lieu jusqu'à des distances de l'ordre de dizaines d'AU. Dans ce contexte, il est improbable que la condensation des solides depuis le gaz ait eu lieu en suivant la classique « séquence de condensation » qui envisage des réactions chimiques entre espèces à l'équilibre thermique. Nos récents travaux expérimentaux sur le sujet ont démontré l'importance des processus cinétiques sur la minéralogie des phases condensées. En outre, les réactions photochimiques au sein du gaz et la photoévaporation des solides peut provoquer la formation de minéraux dont la structure et les compositions isotopiques sont inconnues. De la même manière, les particules accélérées jusqu'à des énergies du MeV peuvent produire de nouveaux éléments chimiques via des réactions nucléaires avec le gaz et les solides du disque (réactions dites de spall