Méthanol entièrement deutéré : première détection dans l’espace

Ce qui rend ce méthanol lourd

Le méthanol, CH₃OH, est le plus simple des alcools : un atome de carbone porteur de trois atomes d’hydrogène, lié à un atome d’oxygène qui porte le quatrième. Le deutérium est un hydrogène dont le noyau contient un neutron en plus du proton : il est deux fois plus lourd, mais forme les mêmes molécules. Les variantes d’une molécule qui ne diffèrent que par leurs isotopes s’appellent des isotopologues.

On connaissait déjà quatre formes partiellement deutérées du méthanol, avec un, deux ou trois atomes de deutérium (quand il n’y en a qu’un, il peut se fixer sur le carbone ou sur l’oxygène). Les études antérieures n’avaient relevé que des indices incertains de la forme entièrement deutérée. Une équipe dirigée par Arnaud Belloche, de l’Institut Max-Planck de radioastronomie, publie la première détection certaine du CD₃OD, la première molécule interstellaire connue qui compte quatre atomes de deutérium.

C’est son abondance qui surprend. Notre Galaxie ne compte qu’environ 1,6 atome de deutérium pour 100 000 atomes d’hydrogène. Si le deutérium se répartissait au hasard, il y aurait moins d’une molécule entièrement deutérée pour dix milliards de milliards de molécules de méthanol ordinaire. Autour d’IRAS 4A2, l’équipe a mesuré environ quatre molécules de CD₃OD pour 10 000 molécules de méthanol ordinaire.

Comment ALMA reconnaît une molécule invisible

Dans un gaz réchauffé, les molécules tournent sur elles-mêmes, mais seulement à certaines vitesses bien définies. Chaque fois qu’une molécule passe à une rotation plus lente, elle émet une onde radio d’une fréquence précise. Remplacer un atome par un isotope plus lourd modifie la rotation de la molécule : chaque isotopologue a donc son propre jeu de fréquences, une empreinte qu’il faut d’abord mesurer en laboratoire. Pour le CD₃OD, ce travail a été publié en 2023.

Les observations proviennent de COMPASS, un grand programme d’ALMA qui a étudié 11 jeunes protoétoiles de type solaire — des étoiles encore en formation — à des fréquences de 279,0 à 311,7 GHz (des longueurs d’onde d’environ un millimètre). ALMA distingue les détails de la région située à moins d’environ 100 unités astronomiques de chaque protoétoile (100 fois la distance Terre–Soleil), une région de la taille d’un système planétaire. En direction d’IRAS 4A2, dix raies spectrales du CD₃OD étaient intenses et sans recouvrement notable avec les raies d’autres molécules, ce qui rend l’identification sûre.

Une deuxième étude du programme COMPASS a trouvé, dans 7 des 11 protoétoiles, une raie du méthanol à 302,9 GHz amplifiée par le gaz, comme la lumière l’est dans un laser : un maser. Six de ces protoétoiles en sont au stade le plus précoce, appelé classe 0 ; chez la septième, le maser est probablement entretenu par le flot de matière qu’éjecte une voisine plus massive.

Ce que cette chimie dit des planètes et des comètes

Le méthanol se forme dans les manteaux de glace des grains de poussière : pendant la phase froide qui précède la naissance de la protoétoile, des atomes d’hydrogène se fixent un à un sur le monoxyde de carbone gelé. À ces très basses températures, la masse supplémentaire du deutérium fait pencher en sa faveur l’équilibre de certaines réactions, si bien que les molécules s’enrichissent en deutérium bien au-delà de son abondance cosmique. La teneur du méthanol en deutérium garde donc la trace de la façon dont la glace s’est formée. Quand la jeune étoile réchauffe son environnement, la glace se sublime ; autour d’IRAS 4A2, le gaz ainsi libéré est à environ 200 kelvins (−73 °C), et ALMA peut alors le mesurer.

Les modèles de cette chimie sont pris en défaut : pour les formes à deux ou trois atomes de deutérium, ils prédisent des quantités dix à cent fois inférieures aux valeurs observées, et le CD₃OD creuse encore l’écart. Selon les auteurs, il manque aux modèles un ingrédient essentiel.

Les comètes font le lien entre cette chimie et notre Système solaire. Lorsqu’on a comparé les observations d’ALMA d’un autre jeune système, IRAS 16293-2422, aux mesures faites par la sonde Rosetta auprès de la comète 67P/Tchourioumov-Guérassimenko, les abondances relatives de nombreuses molécules se sont révélées corrélées, avec une certaine dispersion. Cela suggère qu’une partie de la glace des comètes et des autres petits corps à partir desquels se forment les planètes est un héritage de la phase que traverse aujourd’hui IRAS 4A2.

Où regarder, et ce que l’on peut voir

IRAS 4A2 se trouve sur le bord sud de NGC 1333, un jeune amas d’étoiles de Persée enveloppé d’une nébuleuse par réflexion — de la poussière éclairée par des étoiles proches. Ses coordonnées sont 3 h 29 min en ascension droite et +31° 14′ en déclinaison ; IRAS 4A2 se trouve à environ 950 années-lumière (290 parsecs). À la mi-novembre, l’amas est à l’opposé du Soleil et culmine au milieu de la nuit ; de décembre à février, il est bien placé en soirée. Au sud d’environ 59° de latitude sud, il ne se lève jamais, et à 35° S il ne monte qu’à environ 24° au-dessus de l’horizon nord.

La protoétoile reste invisible dans les télescopes d’amateur : elle est enfouie dans le gaz et la poussière à partir desquels elle se forme, et son méthanol n’apparaît que dans des spectres en ondes millimétriques. Aucune magnitude visuelle fiable de la nébuleuse qui l’entoure ne semble avoir été publiée.