Diapositive 1

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Physique des gaz interstellaires Exemple de
moyens dinvestigation au sol
Le 30m de l IRAM
Linterféromètre du Plateau de Bure
l 1, 2 et 3 mm n 300, 150 et 100 GHz
2
Physique des gaz interstellaires Exemple de
moyen dinvestigation dans lespace

• Le satelitte ODIN
• 0.55 mm
• n 557 GHz

3
20 February 2001
Svobodny Russia
4
Emission CO dun nuage sombre du Taureau
Télescope de 30 m de lIRAM
5
Nuage moléculaire sombre du visible
à lIR
6
Spectre mesuré par le satellite ODIN
7
Système des niveaux dénergie de O2
8
Système des niveaux dénergie de H2O
9
Processus radiatifs
Processus quantiques
Structure hyperfine ? couplage spin noyau /spin
total des electrons
Transitions de rotation
Structure fine ? couplage spin orbital /spin des
electrons
hn qques 0,0001eV radio mm et submm
E (eV)
hn qques 0,001eV IR lointain
hn qques 0,000 001eV radio centimétrique
0,000 001
0,1
0,01
5
Transitions électroniques
H ? HI
C ? CII
CO
hn qques eV UV, Visible
2P 3/2
2S 1/2 , F1
E(J) BJ(J1)
hn 0,0079 eV l 157 mm
2P 1/2
J 4
hn 0,000 006 eV l 21 cm
Transitions de vibration
3
hn qques 0,1 eV IR
2
hn 0,0005 eV l 2,6 mm
F0
1
0
0
10

• Abondances et potentiels d ionisation
• des éléments les plus abondants

11

• Les 3 phases du gaz interstellaireet leur
  composants majoritaires

Gaz Ionisé(HII)
Gaz Neutre(HI)
Gaz moléculaireH2
Etoiles Massives gt 10 Mo 0 lt hn lt 100 eV
hn lt 13.6 eV
hn lt 2 eV
hn lt 24.6 eV
H2, He C, CO, O2, CO2,
H2O, OH CH, CH2, CH3, ... NH, NH2,
NH3, ... HCN, HNC, CS, HCO, H2CO, CH3OH,
CH, H3, HCO, CH3, ... e-, OH-, ...
He H, O, C, N, Fe, ... O, N, Fe,
e-
H, He, O, N, Ne, Fe, Ca, ... C, Fe, Si, Mg,
S, Ca, Ca, e-
H, He, O, C, N, Ne Fe, Si, Mg, S,
e-
Les rayons cosmiques (c.r.) MeV - GeV - TeV
12

• La complexité du milieu interstellaire

H2
HII
HI
Distributions Fractales
13
Processus collisionels une chimie improbable !

• Pour que 2 atomes ou molécules se rencontrent il
  faut qu ils se déplacent l un par rapport à
  lautre !
• Energie cinétique à évacuer pour réaliser un
  assemblage
• Lintervention d une 3ième particule est
  indispensable

14
Chimie cinétique notations / unités
Unités Domaine Unités astro de
valeurs S.I. s section
efficace cm2 10-21 à 10-14 m2 10-25 à
10-18 v vitesse moyenne km/s 1000 à
0.1 m/s 106 à 100 n densité cm-3 10-3
à 106 m-3 103 à 1012 gt k svn
(taux) s-1 10-16 à 10-4 t 1/k (temps)
109 ans à 3 heures
15
s La section efficace

• Un intermédiaire efficace pour trouver les
  ordres de grandeur dans le calcul de la
  probabilité d interaction.
• Mais na souvent pas le sens physique quon lui
  prête !

• est l intégrale sur le plan ?
  de la probabilité d interaction pour
  l interaction en question !

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s La section efficace (suite)

• Pour une distribution de vitesse donnée on
  donne directement la quantité intégrée sur toutes
  les vitesses possibles

• Vitesses thermiques
• normalisation

• Cas classique

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s La section efficace (suite)

• Collision de 2 particules neutres

s surface projetée du nuage électronique
qques Angström carrés (Atome ou petite molécule)

• Collision de 2 particules de charges opposées

-
18
s La section efficace (suite)

• Collision d un ion et d une molécules
  polarisable
• Section efficace dite de  Langevin 

-


-

s qques centaines d Angström carrés
19
Les densités dans l univers,

Galaxie Nuage diffus Ionisé n 1 cm-3 T 10
000 K Neutre n 20 cm-3 T 100 K
Univers W1 n ? cm-3 T ? K
Amas de Galaxies n ? 10-3 cm-3 T 100 000 000 K
Galaxie Nuage dense n 104/106 cm-3 T 10 K
20
Les fréquences des collisions pour H/H dans le
milieu interstellaire galactique
21

• Probabilité des collisions à 3 corps

• Taux de ? ? p3 (s-1) ? (nvs)2 t ? n2v2d4
  d/v ? n2 v d5
• Dans léprouvette n ? 6 1023 cm3, v ? 105 cm/s,
  d ? 10-8 cm
• gt p3 lt 1011 s-1
• Dans le milieu interstellaire n lt 106 cm3 , v
  et d idem
• gt p3 lt 10-23 s-1 ? 1/ 3 1015 années !

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• Problèmes des réactions Neutre/Neutre
• (1) Il faut combattre la répulsion Coulombienne ?
  Barrière d Activation

E
Ecin. (AB)
hn
1eV
dAB

• (2) Il faut une émission spontanée pendant la
  collision
• Temps de la collision t ? 1 Å / 500 m/s 2
  10-13 sec
• Probabilité d une transition dipolaire Aij ?
  10 /sec
• Probabilité pour qu une collision mène à une
  association t Aij ? 2 10-12
• Fréquence des collisions avec association kcol.
  t Aij ? 10-18 ? 1/ 30 109 ans !
• Les réactions Neutre/Neutre sont difficiles et
  rares.
• Les réactions avec les ions sont favorisées.

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• Les mécanismes élémentaires de la chimie
  interstellaire (1)

Avec électrons
24

• Les mécanismes élémentaires de la chimie
  interstellaire (2)

Avec les ions
25

• Les mécanismes élémentaires de la chimie
  interstellaire (3)

Avec les neutres
Association radiative
A B
AB hn
Possible si dipole AB ? 0
26

• Autres mécanismes élémentaires dans le MIS

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• Exemple de chemins réactifs

• Il faut déjà former H2 en quantité suffisante !
• H H ? H2 hn plus quimprobable car pas de
  dipole
• On suppose que cela se fait à la surface des
  grains de poussière

Formation Expulsion
Migration
2ième collage
1er collage
H
H2
DE ? 0.01eV
DE 4.5 eV
H
ngrains nH2 2 mH Y /(4/3prgrain3 r)
? 8,5 10-7 cm-3 kcoll. prgrain2 Vth ngrains
? 1.3 10-11 s-1 ? 1./ 2500 ans

• Taux de  collage  sachant que
• Rayon du grain rgrain ? 0.1 mm
• Vitesse de H Vth. ? 500 m/s
• Masse de H mH 1.67 10-23 g
• Densité de gas nH2 ? 105 cm-3
• Masse des grains/ Masse du gaz Y ? 1/100

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• Exemple de chemins réactifs (suite 1)

• Ionisation par les rayons cosmiques
• H2 c.r. ? H2 e- c.r.

• Puis réactions ions/molécules ? H2O, CH4, NH3,
  eg.
• (1) H2 H2 ? H3 H
• (2) O H3 ? OH H2
• (3) OH H2 ? H2O H
• (4) H2O H2 ? H3O H
• (5) H3O e- ? H2O H

• Synthèse d espèces plus complexes
• (6) C CH4 ? C2H2 H2
• (7) C CH4 ? C2H3 H
• (8) C2H3 e- ? C2H2 H
• (9) C2H2 C2H2 ? C4H2 H2
• (10) C4H2 e- ? C4H H

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• Résumé vers la complexité moléculaire

• Formation de H2 sur les grains de poussières

• Ionisation par les rayons cosmiques
• H2 c.r. ? H2 e- c.r.

• Puis réactions ions/molécules
• Molécules simples H2O, CH4, NH3

• Synthèse d espèces plus complexes
• Chaines carbonnées etc