Licence de Physique – Université des Sciences Montpellier II PLANÈTES ET EXOBIOLOGIE module Culture générale cours II Astrochimie Pr. Denis Puy Groupe.

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1 Licence de Physique – Université des Sciences Montpellier II PLANÈTES ET EXOBIOLOGIE module Culture générale cours II Astrochimie Pr. Denis Puy Groupe de Recherche d’Astronomie et d’Astrophysique du Languedoc

2 I- Structuration de l’Univers
II- Astrochimie III- Formation gravitationnelle IV- Etoiles V- Planètes VI- Exoplanètes VII- Exobiologie

3 SITE INTERNET ASTROCHIMIE www.cesr.fr/~giard
ALMA : GHz SITE INTERNET ASTROCHIMIE

4 Grande diversité: chimie de phase gazeuse physique du solide
H, He: pas condensables, gaz interstellaire O, C, N: partiellement condensables H2O/CH4/NH3/CO/C: gaz/grains Si, Mg,,Fe: condensables, silicates (roches), grains interstellaires Autres: condensables, grains Grande diversité: chimie de phase gazeuse physique du solide chimie minérale chimie organique

5 ALMA : GHz

6 ALMA : GHz

7 ATOMIQUES ET MOLÉCULAIRES
TRANSITIONS ATOMIQUES ET MOLÉCULAIRES

8 Transition électronique atomes
Domaine de l’ultraviolet – visible 10nm – 100nm

9 Lampe au sodium Na

10 Transition vibrationnelle molécules
Domaine de l’infrarouge 10mm – 100mm

11 Spectre solaire de la molécule O2

12 Transition rotationnelle molécules
Domaine du millimétrique 100mm – 10mm

13 Spectre moléculaire d’Orion

14 Intérêt de l’astrochimie millimétrique
Visible Ultraviolet Infrarouge Millimétrique Spectre électromagnétique Transitions électroniques Transitions vibrationnelles Sub millimétrique Transitions rotationnelles Molecular emission Radio

15 ASTROCHIMIE SUBMILLIMÉTRIQUE
ALMA : GHz L’interféromètre du Plateau de Bure 30m de l ’IRAM l = 1, 2 et 3 mm n = 300, 150 et 100 GHz

16 Carte de la molécule CO Centre de l’amas de galaxie Abell 1795 (interféromètre du plateau Bure)

17 satellite ODIN l = 0.55 m ou n = 557 GHz

18 Nuage sombre constellation du taureau

19 Spectre mesuré par le satellite ODIN

20 Système des niveaux d’énergie de O2
COMPLEXITÉ DU RÉSEAU DE TRANSITIONS Nombreuses transitions à interpréter dans un spectre d’objet astrophysique

21 Système des niveaux d’énergie de H2O

22 Processus de transitions quantiques
Structure fine couplage spin orbital / spin des électrons Transitions de rotation Structure hyperfine couplage spin noyau / spin total des électrons E qques 0,0001eV: radio mm et submm E (eV) E qques 0, eV: radio centimétrique E=0,001eV: IR lointain 5 0,1 0,01 0, exemple C+  CII Transitions électroniques exemple CO exemple H  HI E qques eV: UV, Visible 2P 3/2 2S 1/2 , F=1 E(J) = BJ(J+1) E = 0,0079 eV l = 157 mm 2P 1/2 J = 4 Transitions de vibration E = 0, eV l = 21 cm E qques 0,1 eV: IR 3 2 1 F=0 E = 0,0005 eV l = 2,6 mm

23 Submm : molécules ? environnements ?
Transitions fondamentales des molécules légères La plupart des régions froides de l’Univers H2D+, HD2+ Indicateur de la chimie du deuterium HDO Traceur potentiel de la molécule d’eau H3O Indicateur du taux d’ionisation par rayonnement cosmique Transitions supérieures des molécules lourdes Régions astrophysiques les plus denses et les plus chaudes CF+ Traceur des régions de photo dissociation CO et SiO Complexes moléculaires

24 Observations APEX NGC 6334I
Détection CO Observations APEX NGC 6334I

25 Complexité du milieu interstellaire
trois phases HII Gaz ionisé E= Ev He+, H+, O+, C+, N+… HI Gaz neutre E=13.6V - 2 eV He, H, O, C+, N… H2 Gaz neutre E<2 eV H2, He, CO, CO2, H2O ….

26

27 FORMATION MOLÉCULAIRE
Mécanismes collisionnels PRINCIPE: La rencontre de 2 atomes ou molécules nécessitent un déplacement de l ’un par rapport à l’autre. Collisions à trois corps : TRÈS RARE ! Collisions à deux corps avec émission d ’un atome, photon ou électron : MÉCANISME EFFICACE Dépendance de la densité du milieu astrophysique Loi d’Arrhenius k(n,T)

28 Les densités dans l ’univers
Amas de Galaxies n  10-3 cm-3 T = K Galaxies Nuage diffus ionisé n = 1 cm-3 T = K Nuage neutre n = 20 cm-3 T = 100 K Nuage dense n = 104 à 106 cm-3 T = 10 K Univers primordial n = ? cm-3 T = ? K

29 Les fréquences des collisions pour H/H
dans le milieu interstellaire galactique :

30 Mécanismes élémentaires astrochimiques
X+ + e- X + hn Recombinaison Photo-ionisation Avec électrons X + e- X - + hn Attachement radiatif Photo-détachement XY+ + e- X + Y Recombinaison dissociative XY + e- X- + Y Détachement associatif

31 Mécanismes élémentaires astrochimiques
A+ + BC AB+ + C Echange ion-molecule Avec ions A+ + B A + B+ Transfer de charge A+ + B- A + B Neutralisation mutuelle A+ + B AB+ + hn Association radiative

32 Mécanismes élémentaires astrochimiques
Association radiative Avec neutres A + B AB + hn Possible si dipole AB  0 AB + C A + BC Echange neutre-neutre

33 Mécanismes élémentaires astrochimiques
A + c.r. A+ + e-+ c.r. Ionisation par les rayons cosmiques Régions sombres c.r. + B c.r. + B + hn Rayonnement synchrotron A+ + e- A+ + e-+ hn Emission libre-libre  rayonnement de freinage  Bremstrahlung

34 Mécanismes sur des grains interstellaires
Mécanisme très efficace pour former H2 en quantité suffisante H + H  H2 + hn : improbable car pas de dipole Les surfaces de grains de poussières sont des sites de formation

35 Mécanismes d’adsorption
H 1er collage Migration 2ième collage Formation Expulsion H2 DE  0.01eV DE = 4.5 eV Taux de « collage » sachant que: Rayon du grain : rgrain  0.1 mm Vitesse de H : Vth.  500 m/s Masse de H : mH = g Densité de gas : nH2  105 cm-3 Masse des grains/ Masse du gaz : Y  1/100 ngrains = nH2 2 mH Y /(4/3prgrain3 r)  8, cm-3 kcoll. = prgrain2 Vth ngrains  s-1  1./ 2500 ans

36 Quelques exemples de chemins réactifs
Ionisation par les rayons cosmiques H2 + c.r.  H2+ + e- + c.r. Puis réactions ions/molécules  H2O, CH4, NH3…: (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

37 PIRENEA (CESR Toulouse) Infra-rouge HERSCHEL (4.23 m) ESA (2007)

38 HERSCHEL Formation stellaire et galactique Signatures moléculaires
Infra-rouge HERSCHEL (4.23 m) Formation stellaire et galactique Signatures moléculaires Poussières galactiques objets froids ESA (2007)

39 Interféromètre ALMA Signatures moléculaires Proto-nuages moléculaires
(sub)millimétrique ALMA (64 antennes de 12 m) ESO + international ( ) Signatures moléculaires Proto-nuages moléculaires