Labondance de deutrium dans le milieu interstellaire

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Labondance de deutérium dans le milieu
interstellaire
Plan de la présentation
1. Importance de FUSE 2. Pourquoi étudier
labondance de deutérium? 3. Comment mesurer
le rapport D/H? 4. Où mesurer le rapport D/H? 5.
Difficultés rencontrées 6. Quelques
résultats/modèles
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1. Importance de FUSE
Transitions du D dans lUV, absorbés par
latmosphère besoin de télescopes
spatiaux. Hubble en UV seulement la raie La
(1215.67 Å) FUSE sensible sur une plage de
longueur dondes UV beaucoup plus grande (de 905
à 1187 Å). Si densités de colonnes ne sont pas
faibles fortes ailes de La de lH masquent la
raie La du D. Les premiers résultats à laide
de FUSE deutérium janvier 2001 abondance de
deutérium dans le milieu interstellaire avril
2002
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2. Pourquoi étudier labondance de deutérium?

• Créé lors de la nucléosynthèse primordiale, par
  fusion
• D se combine, par fusion hélium
• Des traces subsistent, diminuent par
  nucléosynthèse stellaire
• Labondance de D ne fait que diminuer avec le
  temps
• Poser une limite inférieure sur la densité
  primordiale de baryons
• Nucléosynthèse stellaire le MIS senrichit en
  métaux
• Comprendre lhistoire de la formation déléments
  lourds tels
• le C et lO.
• Étudier lévolution chimique des galaxies
• D/H dans le milieu intergalactique, car mêmes
  mécanismes
• Nimporte quel noyau léger peut faire lobjet
  dune telle étude (ex Li)

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2. Pourquoi étudier labondance de deutérium?

• Dans la bulle locale D/H constant. On peut avoir
  une valeur moyenne,unique
• D/H1,5x10-5 (Oliveira et al. (2003))
• Si on change de région, il y a 3 catégories de
  résultats, selon Linsky et al. (2006)
• N(HI) faible (lt 19.2), à lintérieur de la bulle
  locale, D/H15.60.4 ppm.
• Grandes densités de colonnes (N(HI)gt20.7),
  D/H8.60.8 ppm.
• Valeurs intermédiaires, D/H varie entre environ
  5.0 et 21.8 ppm.
• De plus, les résultats sur labondance
  primordiale de deutérium (ou de baryons) ne
  concordent pas tous.
• Quelle est la cause de cette variation?

Since the 1970s we have been unable to explain
why deuterium levels vary all over the place
(J. Linsky)
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3. Comment mesurer le rapport D/H?

• Densité primordiale de D, densité primordiale
  de baryons
• Densité de colonne du D et H pour le rapport
  D/H
• La nucléosynthèse ne suffit pas à expliquer
  labondance de D
• Évaluer ladsorption sélective du D dans les
  grains (et Ti, et O?)
• Tenir compte de la chute de matière brute dans
  le disque galactique
• Ces deux derniers phénomènes, en plus de
  lastration, influencent le rapport D/H.

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3.1 Densité primordiale de baryons

• Elle peut être évaluée de plusieurs façons
• Satellite WMAP (RFC) BOOMERANG (Netterfield et
  al. (2002)) et DASI (Halverson et al. (2002),
  Pryke et al. (2002))
• D/H selon la ligne de visée intergalactiques vers
  des QSO (à grands z)
  OMeara et al. (2001)
• À partir de D/H actuelle, avec le facteur
  dastration
• (facteur de diminution du D par les processus
  stellaires)

(DI/HI30 ppm)
ou
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3.1 Densité primordiale de baryons
Obh2 rapport du nombre de baryons sur le
nombre de photons 3.70x107x ?
Permet de trouver la fraction baryonique de la
densité totale de lUnivers
Moins il y a de photons (? augmente),moins il y
a de D, et plus il y a dHe.
Figure Courbe dabondance primordiale/densité
baryonique
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3.2 Évaluer de rapport D/H

• Il faut déterminer la densité de colonne de D et
  dH le longde lignes de visées vers des objets
  qui émettent en UV.
• 3 méthodes pour déterminer la densité de colonne
  (Oliveira et al. (2003))
• Ajustement du profil (PF)
• Courbe de croissance (GOG)
• Profondeur optique apparente (AOD)

Note Oliveira et al. (2003) ont utilisé les 2
dernières pour sassurer de la précision des
résultats donnés par la première, avec
succès. Savage et al. (2007) ont aussi utilisé
les 3 méthodes.
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Exemple Courbe de croissance
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Quel objet doit-on viser?

• Étoiles chaudes
• Naines blanches chaudes
• Sous-naines

Problème raie La de lH très opaque et
large. SolutionLes naines blanches et les
sous-naines émettent en UV lointain, permettant
de voir les raies de Lyman supérieures (ex
L?). Pour lH, lopacité des raies de Lyman
diminue pour ces longueurs donde. On peut aller
chercher des densité de colonne plus élevées.
Spectre FUSE de la naine blanche GD 246
(Oliveira et al. (2003)). Parmi les raies
interstellaires, on remarque les raies de DI et
dHI.
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3.3 Ladsorption sélective du D dans les grains
de poussière
Dans les régions tranquilles de la Galaxie, D
va remplacer lH (lH2) dans les grains de
poussière diminution de labondance (gazeuse) de
deutérium,car on ne peut pas observer le D quand
il est dans les grains. Les explosions de
supernova ou la radiation provenant détoiles
chaudes vont déloger le D, retourne sous forme
gazeuse. Ce phénomène existe-t-il
vraiment? Quelle est son ampleur? Peut-il
influencer réellement labondance de D dans le
MIS? On cherchera - des corrélations entre les
abondances de Ti et de D - des
anti-corrélations entre les abondances de D et
dO.
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3.4 Chute de matière brute dans le disque
galactique (infall)
La matière brute qui tombe dans le disque
galactique nest pasenrichie en matériau lourds.
Elle est donc riche en H (et D), et pauvre en
métauxElle dilue le MIS en métaux en
ajoutant une abondance de D plus près de la
valeur fondamentale. Elle pourrait peut-être
influencer le rapport D/H. Dans ce cas, on
chercherait une corrélation entre lO et le D.
Tout comme ladsorption, ce phénomène nest
quune hypothèsepour expliquer les variations du
rapport D/H observées. Doit-on inclure ce
phénomène dans les modèles?
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4. Où mesurer le rapport D/H?

• On veut mesurer le rapport D/H dans milieu
  interstellaire local, mais ilnest pas constant.
  Varie selon la distance etla ligne de visée.
  Pourquoi?
• - À grands z, nous renseigne mieux sur la
  valeurprimordiale.
• En changeant de ligne de visée, comprendreles
  phénomènes qui font varier D/HPhénomènes
  locaux?
• Dépendent de la ligne de visée?

1. Jupiter et Saturne (D/H -4.5 Ga) 2. La bulle
locale 3. Le voisinage solaire 4. Le disque
galactique 5. Le disque galactique extérieur 6.
Le halo galactique 7. Le complexe C 8. Le milieu
intergalactique 9. La valeur primordiale de D/H
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5. Difficultés rencontrées

• Plusieurs composantes de vitesses Les raies La
  du D et de lHne sont séparées que denvirons 80
  km/s dans MIS local.
• Raies saturées arrêtent de sapprofondir en
  fonction de la densitédabsorbeurs. Induisent
  donc des incertitudes sur les abondances.
• Certains réussissent à nutiliser que des raies
  non saturées.
• Inclusion des ions et/ou de lH2
• la présence dions naffecterait pas le rapport
  D/H, puisque D et H ont presque le même
  potentiel dionisation.
• Omettre le H2 pourrait surestimer le rapport D/H
• (pas vraiment vérifié).
• H2 raies de rotation (1 courbe de croissance
  J0-3)

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Les doubles composantes de vitesses
Les raies saturées
OMeara et al. (2006) Ligne de visée vers QSO La
et Lß
Oliveira et al. (2003)
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6. Quelques résultats et modèles
A) Recherche de corrélation D/H Ti/H (Ellison
et al. (2007))
Les éléments gazeux ont tendance à se mêler aux
grains de poussière. Cest le cas du deutérium,
mais aussi dautres éléments, tels le Si, le Fe
et le Ti. Le Ti est le plus réfractaire des
trois éléments. Puisquil résiste mieux à
lévaporation, il restera dans le grain plutôt
que de se faire vaporiser. Le TiII est utile
pour détecter si ladsorption se produit selon
les lignes de visées étudiées. Sil y a
effectivement adsorption du Ti, alors on croit
quil y aurait aussi adsorption du D. Les
abondances gazeuses des deux éléments vont donc
diminuer. Cest pourquoi on parle de corrélation
entre les rapports Ti/H et D/H. On croit que le
Ti donnerait la mesure la plus sensible de
ladsorption et quil devrait corréler le mieux
avec ladsorption du D. Résultats Ti/H et D/H
corrélés avec un niveau de confiance de 97. Mais
la corrélation est plus forte pour le Si.
Pourquoi? Les modèles sont à travailler.
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6. Quelques résultats et modèles

• Autres explications pour les variationsdu D/H
  dune région à lautre
• -Capture de D par les PAH
• La poussière se produit et se détruit selonun
  processus dynamique
• Chocs qui viennent libérer le D, alors que le Ti
  reste accroché.
• Arrivée de gaz pauvre en éléments
  lourdsprovenant du halo.

Linsky et al. pour le Si et Fe
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6. Quelques résultats et modèles
B) Modèle dévolution chimique galactique (GCE)
(Steigman (2007))

• Point de départ abondance primordiale
  ppm
• Modèle inclut
• - chute de matière brute dans le disque
  galactique
• le gaz interstellaire nest pas homogène, car D/H
  varie dun facteur 3 dune région à lautre
• Taux de formation stellaire
• Taux de chute et dexpulsion de matière
• Fonction initiale de masse (IMF)
• Temps de vie stellaires

1.39
Sans adsorption, car ils ont vérifié quil
existait des lignes de visées(18 sur 28) qui ne
subissaient pas dadsorption. La chute de
matière nest pas nécessaire dans les modèles,
mais peut être incluse. Aucune évidence pour
rejeter ce processus.
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Ce facteur ne suffit pas pour relier labondance
primordiale à labondance actuelle. Il faut
aussi tenir compte de ladsorption et de la
chute de matière. Si il y a chute de matière,
D et O anti-corrélées. assez récemment pour que
le gaz nait pas eu le temps de se mélanger de
façon homogène. Si ladsorption explique
vraiment les variationsdans les abondances de D
et O, il faudrait que le phénomène nait pas eu
le temps de shomogénéiser.
1) Si ladsorption est responsable de la
variation de D et O 1.1) Plus n(HI) est grand,
plus D doit être petit. 1.2) leffet à grands z
devrait être plus petit. 1.3) D/H et O/H
anti-corrélés avec labondance de H2.
Les observations ne sont pas concluantes dans
les 3 cas
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- Si ladsorption est le processus dominant, D et
Odevraient être corrélées. - Mais la chute de
matière, pas mélangée de manière uniforme, créée
une anti-corrélation de D et O. - Si
ladsorption domine, D/H et O/H observés ne
dépasseront pas celles des modèles GCE.
Lenveloppe supérieure du panneau inférieur
montre que pour quelques lignes de visées, il y
a non-adsorption du D et de lO.
Sans adsorption
Probabilité de 70 que selon 18 des 28 lignes de
visées à grand D/H,le rapport D/H concorde avec
cette valeur.
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6. Quelques résultats et modèles

• C) Modèle dadsorption en fonction du temps
  (Linsky et al. (2006))
• - Principale cause de la variation de D/H
  ladsorption (O/H constant)
• Lien C-D a un point zéro dénergie plus faible
  que le lien C-H D remplace lHdans les grains
  carbonés.
• Pourrait réduire D/H jusquà 6 ppm D/H dépend de
  lhistoire des grainsenvironnants. Ex Si
  perturbation, D retourne sous forme gazeuse.
• Corrélation D/Hgaz - Trot H2 affecté processus
  avec échelles de temps petites
• Modèle prédit
• Corrélation entre ladsorption du D et celles du
  Si, Fe, Ti (éléments réfractaires)
• (pour le Si et le Fe, ils ont des données)
• Puisque ladsorption existe bel et bien, et si le
  modèle est réaliste,
• la meilleure estimation du rapport D/H total
  est le plus haut rapport D/H observé
• (celui qui a perdu le moins de D par adsorption)
  

ppm Avec les abondances primordiales mesurées
par WMAP
ou
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Conclusion

• En 2002-2003, seul le milieu interstellaire local
  avait été sondé sauf quelques mesures en
  direction de QSO.
• Avec le temps, plusieurs dizaines de lignes de
  visées et plusieurs région de la Galaxie afin de
  trouver pourquoi D/H varie.
• La nucléosynthèse stellaire ne suffit pas pour
  expliquer les abondances des éléments tels le D,
  lH et lO dans la Galaxie. Phénomènes retenus
  ladsorption et la chute de matière.
• Adsorption nécessaire aux modèles GCE, mais pas
  la chute de matière.
• Ladsorption ne semble pas bien comprise, car on
  ne peut que modéliser des limites supérieures à
  labondance de D, et on ne semble pas bien
  comprendre pourquoi elle se produit selon
  certaines lignes de visées en particulier.
•  
• Avancées
• - Labandon dhypothèses qui semblaient encore
  faire lunanimité en 2002-2003 milieu
  interstellaire est mélangé uniformément.
• Labondance de D varie dune région à lautre de
  la Galaxie, mais pas détectable à léchelle de la
  bulle locale. Le rapport D/H semble augmenter
  avec la distance et le décalage vers le rouge.
•  
• Principales sources dinquiétude D/H sans tenir
  compte du H2.
• Aussi, beaucoup de raies sont saturées induit
  des incertitudes.
• Plusieurs composantes de vitesses le long dune
  ligne de visée peuvent nuire, si difficiles à
  détecter.
•  
• Il fut prouvé que le rapport D/H varie dune
  région à lautre de la galaxie, et les résultats
  peuvent être reliés à labondance primordiale de
  D, qui elle-même peut être convertie en densité
  primordiale de baryons.
• Ces résultats concordent avec ceux du satellite
  WMAP.
• Nous en avons beaucoup à apprendre sur les
  mécanismes qui relient les abondances de D
  primordiales et actuelles.

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Bibliographie
Publications de recherche   Steigman, G., Romano,
D., Tosi, M., 2007, MNRAS, 378, 576-580. Savage,
B.D., Lehner, N., Fox, A., Wakker, B., Sembach,
K., 2007, ApJ, 659, 1222-1240. Ellison, S.,
Prochaska, J.X., Lopez, S., 2007, MNRAS, 380,
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Prochaska, J., Prochter, G., Bernstein, R,
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Hébrard, G., Howk, C., Kruk, J.W., Chayer, P.,
Moos, H.W., 2003, ApJ, 587, 235-255. Steigman,
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quelques chiffres http//www2.iap.fr/fuse/chiffres
.html   Fuse Science Summaries The Deuterium
Puzzle Solved? http//fuse.pha.jhu.edu/wpb/sci_d2h
_solved.html   Thèse de doctorat de Guillaume
Hébrard http//tel.archives-ouvertes.fr/docs/00/04
/51/54/PDF/tel-00002333.pdf NASA FUSE Satellite
Solves the Case of the Missing Deuterium
http//www.nasa.gov/vision/universe/starsgalaxies
/fuse_stars.html