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 Denis.Puy@graal.univ-montp2.fr

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

SITE INTERNET ASTROCHIMIE www.cesr.fr/~giard ALMA : 30 - 950 GHz SITE INTERNET ASTROCHIMIE www.cesr.fr/~giard www.palms.univ-rennes1.fr/ASTROEXP/

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

ALMA : 30 - 950 GHz

ALMA : 30 - 950 GHz

ATOMIQUES ET MOLÉCULAIRES TRANSITIONS ATOMIQUES ET MOLÉCULAIRES

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

Lampe au sodium Na

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

Spectre solaire de la molécule O2

Transition rotationnelle molécules Domaine du millimétrique 100mm – 10mm

Spectre moléculaire d’Orion

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

ASTROCHIMIE SUBMILLIMÉTRIQUE ALMA : 30 - 950 GHz L’interféromètre du Plateau de Bure 30m de l ’IRAM l = 1, 2 et 3 mm n = 300, 150 et 100 GHz

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

satellite ODIN l = 0.55 m ou n = 557 GHz

Nuage sombre constellation du taureau

Spectre mesuré par le satellite ODIN

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

Système des niveaux d’énergie de H2O

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 0,000 001eV: radio centimétrique E=0,001eV: IR lointain 5 0,1 0,01 0,000 001 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 = 0,000 006 eV l = 21 cm E qques 0,1 eV: IR 3 2 1 F=0 E = 0,0005 eV l = 2,6 mm

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

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

Complexité du milieu interstellaire trois phases HII Gaz ionisé E=100-13.6 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 ….

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)

Les densités dans l ’univers Amas de Galaxies n  10-3 cm-3 T = 100 000 000 K Galaxies Nuage diffus ionisé n = 1 cm-3 T = 10 000 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

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

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

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

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

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

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

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 = 1.67 10-23 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)  8,5 10-7 cm-3 kcoll. = prgrain2 Vth ngrains  1.3 10-11 s-1  1./ 2500 ans

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

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

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)

Interféromètre ALMA Signatures moléculaires Proto-nuages moléculaires (sub)millimétrique ALMA (64 antennes de 12 m) ESO + international (2004-2010) Signatures moléculaires Proto-nuages moléculaires