Comment fabriquer de l’eau ?

Quel est le lieu de naissance de l’eau dans l’univers ? Autrement dit, comment faire pour que l’hydrogène fabriqué lors du big-bang et l’oxygène fabriqué au cœur des étoiles se rencontrent ? Ceci, afin de donner naissance à une molécule triatomique de formule H₂O ? En effet, une pression extraordinairement basse, environ 1 atome d’hydrogène par mètre cube d’espace, règne dans l’espace intergalactique. Il est donc hors de question d’espérer voir la rencontre entre un atome d’hydrogène et un atome d’oxygène. Car, la première étape obligatoire pour fabriquer de l’eau est de former le radical OH·.

Supposons tout de même qu’une telle rencontre puisse avoir lieu. Cette association serait alors immédiatement brisée par les photons très énergétiques du rayonnement stellaire. En fait, pour que l’eau se forme il faut que 3 conditions soient réunies :

i) Avoir une température pas trop chaude pour éviter que les liaisons O-H ne se cassent par vibration une fois formées. La température ne doit pas non plus être trop froide. Ceci, afin que la probabilité de rencontre des deux partenaires ne soit pas nulle.

ii) Disposer d’un milieu sombre où la lumière ne peut pénétrer que difficilement. Ceci, afin d’éviter la dissociation photochimique des liaisons.

iii) Il faut qu’il y ait présence d’une surface solide. Ceci afin que l’eau ne s’échappe pas dans le milieu interstellaire après sa formation.

L’eau naît des nébuleuses

L’eau naît donc dans ce que l’on appelle les nébuleuses. Ces objets célestes sont de gigantesques nuages de gaz et de poussières où les étoiles et plus tard les planètes peuvent apparaître.

Dans les nuages diffus, il règne une température de 80 K et une pression de 10^-20 bars. L’eau se trouve donc essentiellement sous forme gazeuse. Dans les nuages moléculaires denses, il règne une température de 10 K et une pression de 10^-18 bars. Ici, l’eau existe sous forme de glace amorphe « sale ». Car, la surface des grains de poussières contenus dans cette glace est composée de matière carbonée ou silicatée sombre. 

Dans le milieu interstellaire, l’hydrogène atomique est de loin l’espèce la plus abondante. Par conséquent, l’adsorption de ces atomes d’hydrogène conduisant à la formation d’hydrogène moléculaire H₂ sont des évènements assez fréquents.  

A la surface d’une surface carbonée

Maintenant, imaginons des atomes d’hydrogène et d’oxygène à proximité les uns des autres. Ceci, à la surface d’une poussière cosmique. Cinq types de réactions sont alors attendues. Mais, ceci à condition que les espèces s’adsorbent sur deux sites de surface (s) suffisamment proches :

H·(s) + H·(s) → H₂(s)

O··(s) + O··(s) → O₂(s)

H·(s) + O··(s) → OH·(s)

O₂(s) + O··(s) → O₃(s)

2 OH·(s) → H₂O₂(s)

Il est donc impossible d’obtenir directement de l’eau à partir d’hydrogène et d’oxygène atomique. La situation est différente sur une surface carbonée. Ici, l’énergie d’adsorption des espèces est assez faible. Donc, l’eau peut être obtenue dès que l’hydrogène moléculaire rencontre le radical hydroxyle :

H₂(s) + OH·(s) → H₂O(s) + H·(s)

Il se peut aussi qu’un atome d’hydrogène rencontre de l’eau oxygénée :

H₂O₂(s) + H·(s) → H₂O(s) + OH·(s)

Enfin, l’eau peut aussi naître lorsque de l’hydrogène atomique bombarde une surface où se trouve de l’oxygène moléculaire adsorbé :

H· + O₂(s) → HO₂·(s)

H· + HO₂·(s) → H₂O₂(s)

H· + H₂O₂(s) → H₂O(s) + OH·(s)

H· + HO·(s) → H₂O(s)

A la surface d’une matière silicatée

Sur une surface silicatée, comme les olivines, l’énergie d’adsorption des espèces est beaucoup plus forte. La formation de l’eau peut alors se faire selon plusieurs voies. Celles-ci ont été modélisées dans le cas de la forstérite Mg₂SiO₄. Ici, l’énergie d’adsorption de l’hydrogène atomique est de -102 kJ·mol^-1. L’adsorption se produit au niveau d’un atome d’oxygène produisant un groupe silanol Si-OH et un électron de surface. Vu sa charge négative, cet électron se localise au voisinage du magnésium. L’électron de surface est un site extrêmement réactif. Il peut favoriser l’arrivée d’une deuxième atome d’hydrogène. Ceci conduit donc à la formation d’hydrogène moléculaire H₂.

Mais, ce même site peut aussi attirer un atome d’oxygène O··. Ce dernier présente une énergie d’adsorption de -432 kJ·mol^-1. Une fois l’hydrogène et l’oxygène atomique adsorbés sur deux sites adjacents, ils peuvent former un radical hydroxyle :

H·(s) + O··(s) → OH·(s) (∆H = +4 kJ·mol-1, ∆E^#= +27 kJ·mol^-1)

Le radical hydroxyle peut alors réagir avec un second atome d’hydrogène sans barrière d’activation :

H·(s) + OH·(s) → H₂O(s) (∆H = -511 kJ·mol^-1)

Si le radical hydroxyle ne se forme pas rapidement, un second atome d’hydrogène peut réagir avec l’atome d’oxygène adsorbé. on obtient ainsi tout d’abord de l’eau adsorbée sous forme dissociée. Puis, après neutralisation à de l’eau adsorbée ou de l’eau gazeuse :

H·(s) + O··(s) + H·(s) → OH^–(s) + H⁺(s) (∆H = -501 kJ·mol^-1)

OH^–(s) + H⁺(s) → H₂O(s) (∆H = -5 kJ·mol-1, ∆E^#= +18 kJ·mol-1)

OH^–(s) + H⁺(s) → H₂O(g) (∆H = +91 kJ·mol^-1)

Eau morphogénique

On voit donc que la naissance de l’eau dans l’univers à partir d’hydrogène et d’oxygène atomique nécessite impérativement la présence de surfaces solides. On a donc bien affaire ici à un type très particulier d’eau morphogénique. Celle-ci implique une monocouche neutre [H₂O(s)], éventuellement dissociée en paires radicalaires [H·(s) + OH·(s)] ou en paires ioniques [OH^–(s) + H⁺(s)]. C’est donc essentiellement sous la forme de glace amorphe ou d’eau morphogénique monocouche que l’eau peut arriver sur toute planète via des comètes ou des météorites. Si les conditions de température et de pression sont favorables, il se forme alors de véritables océans comme on en voit sur Terre, mais aussi sur une lune comme Ganymède.

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Référence

T. P. M. Goumans, C. R.A. Catlow, W. A. Brown, J. Kästnerz & P. Sherwood, «An embedded cluster study of the formation of water on interstellar dust grains», Phys. Chem. Chem. Phys.,11(2009) 5431-5436.