La vie telle que nous la connaissons aujourd’hui est issue d’un long processus d’évolution chimique et biologique qui trouve son origine il y a environ 4 milliards d’années. Sur notre Terre primitive, une chimie complexe, dite prébiotique, s’est mise en place dans un contexte géochimique extrême. Cette chimie prébiotique fait l’objet d’importantes recherches avec comme écueil principal, l’absence de traces fossiles. C’est pourquoi, les recherches se focalisent sur la synthèse des molécules essentielles à la vie, principalement les oligonucléotides (ARN, ADN) et les protéines.

Les monomères de ces deux classes de molécules (acides aminés, sucres, nucléobases) sont issus d’une chimie organique simple, possible à la fois sur Terre mais aussi sur différents corps célestes. C’est ainsi que des acides aminés naturels et des nucléobases ont été analysés sur des météorites. De récentes études ont aussi montré la possibilité de synthétiser des sucres dans des glaces cométaires. Sur notre Terre primitive, cette matière organique, endogène et exogène, a pu évoluer pour donner des ARN et des protéines. Néanmoins, cette étape d’évolution chimique présente des difficultés importantes, principalement en termes d’énergie et nécessite un environnement anhydre. Tout indique que le monde minéral est capable à la fois de lever ce problème énergétique, et aussi d’assurer la stabilité moléculaire.

Les hypothèses actuelles d’apparition d’une vie telle que nous la connaissons sont présentées dans un contexte géologique et géochimique redéfini. Ce point de départ nous éclairera sur les conditions à la fois d’habitabilité et d’émergence du vivant, en vue d’une recherche de vie sur d’autres planètes.

La recherche des traces d’une forme de vie extraterrestre s’étend de l’analyse chimique in situ sur des corps célestes voisins à l’analyse spectrométrique de signaux lumineux en provenance d’étoiles distantes. Les entités chimiques recherchées, les moyens mis en œuvre différent et l’interprétation des signaux recueillis sont délicats et discutés.

Ces méthodes peuvent être remplacées par des méthodes fondées sur la détection ciblée de molécules dont la présence serait considérée comme une preuve univoque d’une activité biogénique et sur les composés de dégradation des molécules mères altérées par l’évolution de l’environnement planétaire, les réactions avec le substrat qui les héberge et le temps. Les exobiologistes visent en premier lieu la planète Mars, proche, explorable et susceptible d’avoir pu connaitre une forme de chimie pré biotique similaire à ce qui s’est produit sur Terre. La recherche de traces d’une telle chimie sur les satellites glacés des planètes géantes (Europe, Titan, Encelade) se fonde sur des hypothèses moins établies et soulève des difficultés techniques nouvelles liées à l’environnement dans lequel se feraient ces mesures.

La recherche de traces de vies sur les planètes extrasolaires repose exclusivement sur l’analyse spectrométrique des modifications de la lumière de leur étoile. Les conditions d’interprétation sont multiples, l’instrumentation difficile à concevoir et délicate à construire. Dans la plupart des hypothèses, les observations imposent des solutions spatiales. Les premiers observatoires vont être lancés dans les prochaines années (JWST, ChEOPS, PLATO, TESS…) et complèteront la batterie des observatoires terrestres qui détectent les exoplanètes. Il demeure la difficulté théorique à la détermination de biomarqueurs ou à la définition de biosignatures.

La présence de molécules diatomiques dans les atmosphères du Soleil et d’étoiles proches est connue depuis l’obtention des premiers spectres astronomiques à haute résolution malgré les conditions extrêmes qui y règnent : températures de quelques dizaines de kelvin (<-200 °C), densités de quelques milliers d’atomes par cm³ (des milliards de milliards de fois plus faibles que celle de l’atmosphère terrestre), intense rayonnement UV et de particules cosmiques.

La première molécule interstellaire a été découverte il y a juste 80 ans de façon fortuite. Il s’agissait du radical CH, une espèce très instable dans l’environnement terrestre. Le monoxyde de carbone, CO, a suivi de peu. Aujourd’hui, près de 200 espèces moléculaires sont identifiées dans les « nuages » circumstellaires. La moitié est constituée de molécules organiques comportant jusqu’à 70 atomes de carbone ! D’autres contiennent des atomes lourds comme l’aluminium le silicium ou le fer. Un bon tiers est formé d’ions ou de radicaux instables, dont la plupart n’avaient jamais été étudiés au laboratoire. Une soixantaine d’espèces sont observées au-delà de notre Galaxie, certaines, comme CO et H₂O, aux confins mêmes de l’Univers.

Cette présentation tente de répondre aux grandes questions suivantes :

• Comment peut-on les observer et les identifier ?
• Comment se forment-elles et peuvent-elles survivre dans un milieu aussi inhospitalier ?
• Quand sont-elles apparues ?
• Quel rôle jouent-elles dans la formation des nébuleuses, des étoiles et des planètes ?
• Ont-elles participé à l’apparition de la vie ?

Aujourd’hui le développement de nouveaux matériaux reste un grand défi de l’aéronautique qui vise à rendre les avions plus sûrs, plus propres et plus performants. Même si les matériaux composites s’imposent et constituent aujourd’hui une part importante d’un avion, les métaux et leurs alliages restent incontournables pour leur résistance au choc, leur recyclabilité et leurs propriétés intrinsèques comme par exemple la conductivité électrique. Aujourd’hui des efforts en sciences des matériaux sont largement entrepris et doivent être poursuivis afin de réaliser les progrès technologiques qui concernent notamment le développement de matériaux multifonctionnels ; la prise en compte de l’interface composite/métal ou encore l’utilisation de nouveaux composés tels que le graphène dont le degré de maturation technologique doit être augmenté.

L’équipe « Revêtements et Traitements de Surface » du CIRIMAT développe dans le cadre d’un partenariat pérenne avec les industriels de l’aéronautique des travaux de recherche dans le domaine de l’ingénierie des surfaces, interfaces et revêtements en mettant en œuvre des procédés par voie liquide. Des exemples de nouveaux revêtements développés pour des pièces de structure ou des pièces mécaniques sont décrits. Ils montrent les corrélations composition chimique/structure/microstructure à l’origine des propriétés fonctionnelles telles que la protection contre la corrosion, la purification de l’air ambiant dans les cabines et la protection thermique des pièces soumises à de hautes températures.

Dans la prochaine décennie, le besoin de satellites notamment d’observation dédiés à une seule tâche dans des domaines très variés et disponibles partout et à tout moment, comme d’autre part la nécessité de l’accès à internet pour tous, va entrainer le lancement de plus de 10000 satellites qui devront être miniaturisés : de 1 à 100 kg, 300 kg maximum. Ce changement d’échelle entraine une révolution dans le domaine de la propulsion et impose de maitriser la trajectoire de ces mini-satellites et de développer la micro propulsion électrique. Le principe et les défis à résoudre sont clairement et simplement exposés. La chimie des plasmas joue un rôle important dans le choix et la maitrise des carburants utilisés pour cette nouvelle génération de propulseurs spatiaux.