L’interféromètre du Plateau de Bure Physique des gaz interstellaires: Exemple de moyens d’investigation au sol L’interféromètre du Plateau de Bure Le 30m de l ’IRAM l = 1, 2 et 3 mm n = 300, 150 et 100 GHz

Physique des gaz interstellaires: Exemple de moyen d’investigation dans l’espace Le satelitte ODIN = 0.55 mm n = 557 GHz

20 February 2001 Svobodny Russia

Emission CO d’un nuage sombre du Taureau Télescope de 30 m de l’IRAM

Nuage moléculaire sombre: du visible à l’IR

Spectre mesuré par le satellite ODIN

Système des niveaux d’énergie de O2

Système des niveaux d’énergie de H2O

Processus radiatifs Processus quantiques: E (eV) 5 0,1 0,01 0,000 001 Structure fine  couplage spin orbital /spin des electrons Transitions de rotation Structure hyperfine  couplage spin noyau /spin total 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 5 0,1 0,01 0,000 001 Transitions électroniques C+  CII : CO : H  HI : hn qques eV: UV, Visible 2P 3/2 2S 1/2 , F=1 E(J) = BJ(J+1) 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 1 F=0

Abondances et potentiels d ’ionisation des éléments les plus abondants:

Les 3 phases du gaz interstellaire et leur composants majoritaires Gaz Ionisé (HII) Gaz Neutre (HI) Gaz moléculaire H2 Etoiles Massives > 10 Mo 0 < hn < 100 eV hn < 24.6 eV hn < 13.6 eV hn < 2 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

HII HI H2 La complexité du milieu interstellaire Distributions Fractales

Processus collisionels : une chimie improbable ! Pour que 2 atomes ou molécules se rencontrent il faut qu ’ils se déplacent l ’un par rapport à l’autre ! Energie cinétique à évacuer pour réaliser un assemblage L’intervention d ’une 3ième particule est indispensable Trop rare ! Collisions à 3 : Collisions à 2 + Emission d ’1 particule, Atome, Photon ou électron : OK

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 => k = svn (taux) s-1 10-16 à 10-4 t = 1/k (temps) 109 ans à 3 heures

s : La section efficace A B Un intermédiaire efficace pour trouver les ordres de grandeur dans le calcul de la probabilité d ’interaction. Mais n’a souvent pas le sens physique qu’on lui prête ! A B s-1 cm2 cm/s cm-3/(sr cm/s) sr cm/s Par définition: est l ’intégrale sur le plan  de la probabilité d ’interaction pour l ’interaction en question !

s : La section efficace (suite) Pour une distribution de vitesse donnée on donne directement la quantité intégrée sur toutes les vitesses possibles: s-1 cm2 cm/s cm-3 Vitesses thermiques : + normalisation Cas classique :

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 : + -

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

Les densités dans l ’univers, Univers W=1 n = ? cm-3 T = ? K Amas de Galaxies n  10-3 cm-3 T = 100 000 000 K Galaxie Nuage diffus Ionisé: n = 1 cm-3 T = 10 000 K Neutre: n = 20 cm-3 T = 100 K Galaxie Nuage dense n = 104/106 cm-3 T = 10 K

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

  Probabilité des collisions à 3 corps : * n1, v1, s1 n2, v2, s2 n3, v3, s3 * (Temps de vie t*)   Taux de  +  : p3 (s-1)  (nvs)2 t*  n2v2d4 d/v  n2 v d5 Dans l’éprouvette: n  6 1023 cm3, v  105 cm/s, d  10-8 cm => p3 < 1011 s-1 Dans le milieu interstellaire: n < 106 cm3 , v et d idem => p3 < 10-23 s-1  1/ 3 1015 années !

Les réactions avec les ions sont favorisées. Problèmes des réactions Neutre/Neutre : (1) Il faut combattre la répulsion Coulombienne  Barrière d ’Activation E Ecin. (A+B) hn A B dAB 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.

Les mécanismes élémentaires de la chimie interstellaire (1) 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

Les mécanismes élémentaires de la chimie interstellaire (2) Avec les ions A+ + BC AB+ + C Echange ion-molecule A+ + B A + B+ Transfer de charge A+ + B- A + B Neutralisation mutuelle A+ + B AB+ + hn Association radiative

Les mécanismes élémentaires de la chimie interstellaire (3) Avec les neutres Association radiative A + B AB + hn Possible si dipole AB  0 AB + C A + BC Echange neutre-neutre

Autres mécanismes élémentaires dans le MIS 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

Exemple de chemins réactifs Il faut déjà former H2 en quantité suffisante ! H + H  H2 + hn : plus qu’improbable car pas de dipole On suppose que cela se fait à la surface des grains de poussière: Formation Expulsion H 1er collage 2ième collage Migration 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

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

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 …