Le mystère du soufre interstellaire

Les étoiles se forment à partir de matière interstellaire composée de gaz et de grains de poussière. Cette matière se concentre en nuages plus denses et riches en molécules (1). Des zones de ces nuages peuvent s’effondrer gravitationnellement sur elles-mêmes sous l’effet d’une perturbation extérieure (explosion de supernova par exemple, 2). Au cœur de ces zones d’effondrement se forment les embryons d’étoiles, ou proto-étoiles (3) qui donneront finalement les étoiles et leur cortège de planètes. Les processus de formation et la composition des planètes et autres corps des systèmes planétaires (dont le système solaire) dépendent donc de la composition chimique du milieu interstellaire et de son évolution au cours du processus de formation stellaire. Une grande diversité de molécules a été observée dans les différentes phases de la formation stellaire, par une variété d’instruments au sol ou spatiaux. Pour interpréter ces observations et ainsi contraindre les conditions initiales chimiques de la formation des planètes, des modèles numériques permettent de simuler la chimie dans ces environnements extrêmes.

Dans ce contexte, il existe un mystère lié à un des éléments, par ailleurs crucial pour la vie, le soufre. On ignore jusqu’à maintenant la forme principale du soufre dans le milieu interstellaire. Lorsque l’on additionne les abondances de toutes les molécules contenant du soufre que l’on peu observer dans les nuages denses et froids (étape 2 du schéma précédemment décris), on n’obtient qu’une très faible fraction (≈ 0,1%) de l’abondance cosmique du soufre. La principale question est donc de savoir sous quelle forme se trouve les 99,9 % de soufre qui échappent à nos observations. Jusqu’à présent, les simulations numériques de l’évolution chimique du milieu interstellaire ne permettaient pas d’obtenir une répartition du soufre compatible avec ces observations. Pour satisfaire à ces contraintes, les astrochimistes n’avaient pas d’autre solution que de supprimer artificiellement 99,9 % du soufre – supposé piégé sous une forme inactive, par exemple dans la poussière – sans quoi les simulations surestimaient les abondances des espèces soufrées observées.

Cette hypothèse de déplétion du soufre, devenue standard au cours des années, a été récemment réévaluée par des astrochimistes de l’équipe AMOR, au sein du LAB. Ils ont développé un nouveau modèle capable de simuler l’évolution de la composition chimique de trois « phases » en interaction: le gaz, le manteau de glace qui recouvre les grains et les molécules à la surface des grains (voir figure ci-dessous). Grâce à ce modèle, les chercheurs du LAB ont pu étudier comment les propriétés de déplacement (diffusion) à la surface et dans la glace, affectaient l’évolution chimique. Pour que deux molécules puissent réagir sur une surface, ou dans un volume,  il faut qu’elles puissent s’y rencontrer et donc se déplacer efficacement mais également qu’elles restent à proximité l’une de l’autre durant un temps suffisamment long pour que la réaction ait lieu. Selon les énergies de diffusion et de réaction en jeu, certaines réactions peuvent ou non avoir lieu. L’efficacité de la diffusion à la surface étant mal connue, les chercheurs ont étudié la sensibilité de l’évolution chimique à ce paramètre, et ils ont constaté que pour certaines valeurs plausibles de cette diffusivité, l’évolution des espèces soufrées était compatible avec les contraintes observationnelles sans nécessité d’une déplétion ad-hoc de l’élément soufre. En effet, pour ces valeurs de diffusivité, les simulations montrent que le réservoir principal de soufre se trouve initialement sous forme atomique, inobservable, dans la phase gazeuse puis est converti à la surface des grains en HS et H2S qui s’accumulent dans les manteaux de glace. Indétectables avec les instruments actuels, ces glaces soufrées pourraient être observables avec le futur télescope spatiale James Webb, qui sera lancé fin 2018. Si une étape clef de l’évolution du soufre interstellaire a sans doute été comprise, l’énigme du soufre manquant pourrait néanmoins être plus complexe car les molécules HS et H2S pourraient elle-mêmes évoluer au sein des manteaux de glace en des espèces soufrées plus complexes qui ne sont pas prises en compte aujourd’hui dans les modèles.

Schéma montrant les différents processus inclus dans le modèle numérique.

Contacts au LAB : Thomas Vidal et Valentine Wakelam

Pour aller plus loin : Vidal et al. (2017)