La recherche et la détection de molécules organique à la surface de Mars est l’un des objectifs des missions martiennes actuelles (MSL, Mars Science Laboratory) et futures (ExoMars 2020). Plusieurs sources de matière organique peuvent être considérées telles que les sources abiotiques (milieu interplanétaire, hydrothermalisme, synthèses atmosphériques…) mais également les sources biotiques telles qu’une potentielle activité biologique martienne passée. A ce titre, le rover Curiosity de la mission MSL a permis la détection de composés organiques d’origine martienne chlorés et soufrés, bien que ces molécules ne soient pas liées à une quelconque activité biologique ou bien ne reflètent pas la diversité moléculaire de sources abiotiques avérées telles que le milieu interplanétaire. L’une des hypothèses pour expliquer cette faible diversité consiste à considérer que l’environnement martien n’est pas favorable à la préservation de la matière organique. Afin de comprendre l’évolution des molécules organiques à la surface de Mars et donc de guider et aider les interprétations des analyses menées in situ, j’ai travaillé sur deux expériences de simulation simulant certains paramètres de la surface de Mars (rayonnement UV, pression, température, composition minérale). La première, MOMIE (Mars Organic Matter Irradiation and Evolution), est une simulation de laboratoire mise en place au LISA (Créteil, France). La seconde est l’expérience PSS (Photochemistry on the Space Station), mise en place sur la plateforme EXPOSE R2 sur la Station Spatiale Internationale (ISS) en orbite basse terrestre, utilisant directement le flux de photons UV du Soleil filtré.J’ai étudié l’évolution de quatre molécules organiques susceptibles d’être présentes sur Mars, pures ou en présence de phases minérales analogues martiennes : la glycine (un acide aminé), l’adénine et l’uracile (deux bases azotées), et le chrysène (un hydrocarbure aromatique polycyclique). La glycine, l’adénine et le chrysène se dégradent en surface directe de Mars avec des rendements quantiques de photodissociation ϕ200-280 compris entre 6,4 ± 1,4 x 10-6 et 2,3 ± 1,0 x 10-3 molécule.photon-1. L’uracile forme des photoproduits plus stables, selon un rendement de production élevé de 1,64 ± 1,43 x 10-1 molécule.photon-1. Quatre dimères d’uracile ont pu être identifiés comme des photoproduits. Pour finir, l’ajout de phases minérales amorphe et riche en fer ou bien de perchlorates accélère la dégradation ou l’évolution des molécules organiques / Organic molecule detection at Mars is one of the main goals of the current and future Mars exploration space missions, Mars Science Laboratory (MSL, NASA) and ExoMars 2020 (ESA). Several organic sources exist : abiotic sources (interplantary medium, hydrothermalism and atmospheric synthesis) but also biotic sources such as potential past biological activity. Curiosity from the MSL mission detected chlorinated and sulfur organic compounds. However these compounds can not be linked to any biological activity and do not represent the meteoritical organic diversity.The main hypothesis to explain the low diversity of detected organic compounds at Mars is that the martian environment degrade organic matter. In order to understand organic molecule evolution at the Martian surface and be able to guide and help interpret in situ analysis, I worked on two experimental simulations mimicking some of the martian environmental conditions (UV radiation, pressure, temperature and mineral composition). MOMIE, for Mars Organic Matter Irradiation at Mars, is a laboratory experiment set up at the LISA laboratory (Créteil, France). PSS, for Photochemistry on the Space Station, has been set up on the International Space Station (ISS) in low Earth orbit, using directly filtered UV photons from the Sun.I studied the evolution of four organic molecules likely to be present at Mars with ou without a mineral phase : glycine (an amino acid), adenine and uracil (two nucleobases), and chrysene (a polycyclic aromatic hydrocarbon). Glycine, adenine and chrysene are degraded at Mars surface with quantum efficiencies of photodecomposition from 6,4 ± 1,4 x 10-6 to 2,3 ± 1,0 x 10-3 molecule.photon-1. Uracil evolve into more stable photoproducts with a production efficiency of 1,64 ± 1,43 x 10-1 molécule.photon-1. Four uracil dimers have been identified as uracil photoproducts. Finally, the studied mineral phases, an amorphous iron-rich phase and perchlorates, accelerate organics evolution or degradation

Je présente ici mes travaux de thèseque j’ai réalisé ces trois dernières années au seindu Laboratoire ATMosphères et Observations Spa-tiales (LATMOS) de l’Université de Versailles St-Quentin-en-Yvelines (UVSQ) et du Jet PropulsionLaboratory (JPL), California Institute of Technol-ogy. Pendant ces 3 ans je me suis intéressé à la réac-tivité chimique des composés organiques en phasegaz et solide, en utilisant des expériences de labo-ratoire simulant les conditions de l’ionosphère et dela basse atmosphère de Titan, le plus gros satellitede Saturne. Titan est la seule lune du Système So-laire qui possède sa propre atmosphère. Cette atmo-sphère est principalement composée d’azote molécu-laire (N2). Le méthane (CH4) forme le gaz sec-ondaire. D’une part, j’ai analysé les composés neu-tres et les composés chargés (ions) présents dansdes mélanges gazeux simulant la haute atmosphèrede Titan. Ces composés sont considérés commeprécurseurs chimique à la brume organique observéeentourant Titan. C’est-à-dire qu’ils forment les pre-mières étapes d’une succession de réactions chim-iques de plus en plus élaborées formant plus bas dansl’atmosphère des particules solides complexes. Lanature de ces particules dans l’atmosphère de Titanreste encore à élucider complètement. Mon travailpendant cette thèse a été d’utiliser des expériencesde laboratoire pour investiguer la réactivité chim-ique en phase gaz (Chapitres 3 & 4), précurseurs àla formation d’aérosols, ainsi que le vieillissement deces composés plus bas dans l’atmosphère lorsqu’ilsforment les premiers condensats de nucléation à laformation de nuages (Chapitre 5). / Titan is the only moon in the SolarSystem to possess its own dense and gravitationallybound atmosphere, and is even larger than planetMercury. Its rocky diameter is a mere 117 km shy ofGanymede’s. If we were to scoop up a 1 cm3 sam-ple from Titan’s upper atmosphere, we would findtwo dominant molecules: molecular nitrogen N2 andmethane CH4. Should we look a bit more carefully,we would find many neutral molecules and positiveand negative ion compounds. These chemical speciesare the outcome of processes resulting from ener-getic radiation reaching Titan’s upper atmosphere,breaking apart the initial N2 and CH4. A cascadeof subsequent reactions will trigger the formationof new gas phase products more and more com-plex. Eventually, these products mainly contain-ing hydrogen, carbon and nitrogen will form largefractal aggregates composing the opaque haze en-shrouding the surface of Titan. This haze is whatgives Titan such a unique brownish hue. Most ofthe photochemically-produced volatiles will eventu-ally condense in the lower atmosphere, where theymay aggregate to form micrometer-sized icy parti-cles and clouds. During my PhD, I have focusedmy studies on (i) the gas phase reactivity of aerosolprecursors in experimental conditions analogous toTitan’s upper atmosphere (Chapters 3 & 4), and (ii)the end of life of some of the products as they con-dense in the lower and colder atmosphere (Chapter5). I used two experiments to address these respec-tive issues: the PAMPRE plasma reactor, located atLATMOS, UVSQ, Guyancourt, France, and the Ac-quabella chamber at the Jet Propulsion Laboratory,California Institute of Technology, Pasadena, USA.In this manuscript, I present my work on the neutraland positive ion reactivity in the PAMPRE plasmadischarge, as well as ice photochemistry results usinglaser irradiation in near-UV wavelengths.