m. giard, master 2 asep 2007-2008 i-1 le 30m de l iram physique des gaz interstellaires: exemple de...

M. Giard, Master 2 ASEP 2007-2008

I-1

Le 30m de l ’IRAM

Physique des gaz interstellaires:

Exemple de moyens d’investigation au sol

L’interféromètre du Plateau de Bure

= 1, 2 et 3 mm = 300, 150 et 100 GHz


I-2

Physique des gaz interstellaires:

Exemple de moyen d’investigation dans l’espace

Le satelitte ODIN

= 0.55 mm = 557 GHz


I-3

20

Feb

ruar

y

2001

Svo

bo

dn

y Ru

ssia

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I-4

Emission CO d’un nuage sombre du Taureau

Télescope de 30 m de l’IRAM


I-5

Nuage moléculaire sombre: du visible à l’IR


I-6

Spectre mesuré par le satellite ODIN


I-7

Système des niveaux d’énergie de O2


I-8

Système des niveaux d’énergie de H2O


I-9

Processus radiatifs

Processus quantiques:

E (eV)

0

hqques eV: UV, Visible

5

Transitions électroniques

hqques 0,1 eV: IRTransitions de vibration

0,1 hqques 0,001eV: IR lointain

Structure fine couplage spin orbital/spin des electrons

C+ CII :

2P 3/2

2P 1/2

h= 0,0079 eV = 157 m

0,01

Transitions de rotation

CO :

J = 4

3

210

E(J) = BJ(J+1)

h= 0,0005 eV = 2,6 mm

0,000 001

hqques 0,0001eV: radio mm et submm

h= 0,000 006 eV = 21 cm

H HI :

2S 1/2 , F=1

F=0

Structure hyperfine couplage spin noyau/spin total des electrons

hqques 0,000 001eV: radio centimétrique


I-10

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

ElémentAbondanceen nombre

Potentiel de1ère ionisation

(eV)

Potentiel de2ième ionisation

(eV)H 1000000 13,6He 85000 24,6 54O 660 13,6 35C 330 11,3 24N 90 14,5 30Ne 80 21,6 41Fe 40 7,9 16Si 33 8,2 16

Mg 26 7,6 15S 16 10,4 23Ar 6 15,8 28


I-11

Les 3 phases du gaz interstellaireet leur composants majoritaires

Etoiles Massives > 10 Mo 0 < h < 100 eV

H+, He+, O+, C+, N+, Ne+

Fe+, Si+, Mg+, S+, …e-

h < 24.6 eV

HeH+, O+, C+, N+, Fe+, ... O++, N++, Fe++, …e-

h < 13.6 eV

H, He, O, N, Ne, Fe, Ca, ... C+, Fe+, Si+, Mg+, S+, Ca+, …Ca++, e-

Gaz Ionisé(HII)

Gaz Neutre(HI)

Gaz moléculaireH2

h < 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-, ...

+ Les rayons cosmiques (c.r.): MeV - GeV - TeV


I-12

La complexité du milieu interstellaire

HII HI H2Distributions Fractales


I-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 l’autre !

Energie cinétique à évacuer pour réaliser un assemblage L’intervention d ’une 3ième particule est indispensable

Collisions à 3 :

Collisions à 2 + Emission d ’1 particule,Atome, Photon ou électron :OK

Trop rare !


I-15

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 !

: La section efficace

( ) ( )∫∫∫ Ω

ΩΩ

Ω=r

rr

rdVd

dVd

VdnVVk AB

,,σ

s-1 cm2 cm/s cm-3/(sr cm/s) sr cm/s

Par définition:

A

B

Ω=rr

VV

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

( )Ωr

,Vσ Vr


I-16

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

: La section efficace (suite)

nVk AB =

s-1 cm2 cm/s cm-3

( ) pdkT

EdVdVP

rrr3exp ⎟

⎠

⎞⎜⎝

⎛−∝Ω Vitesses thermiques : + normalisation

Cas classique : ( )

π

π

kTVm

kTVm

kT

mVV

kT

mVP

4

2

2

3

2

2exp

2

4

2

2

22

2/3

=

=

⎟⎟⎠

⎞⎜⎜⎝

⎛−⎟

⎠

⎞⎜⎝

⎛=


I-17

Collision de 2 particules neutres :


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

Collision de 2 particules de charges opposées :

+

-


I-18

Collision d ’un ion et d ’une molécules polarisable : Section efficace dite de « Langevin »


= qques centaines d ’Angström carrés

+

+

-+

+

-+


I-19

Les densités dans l ’univers,

Univers Ω=1n = ? cm-3T = ? K

Amas de Galaxiesn 10-3 cm-3

T = 100 000 000 K

GalaxieNuage diffus

Ionisé: n = 1 cm-3

T = 10 000 KNeutre: n = 20 cm-3

T = 100 K

GalaxieNuage dense

n = 104/106 cm-3

T = 10 K


I-20

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

Milieu ionisé Nuage neutre Nuage moléculairen (cm-3) 1 20 100000T (K) 10000 100 10

Ecin. (eV) 0,8625 0,0086 0,0009<V(H)> (m/s) 14510 1451 459kcol.=<V>n(sec-1) 1,45E-10 2,90E-10 4,59E-071/k(années) 230 115 0,07


I-21

Taux de + : p3 (s-1) (nv)2 * n2v2d4d/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 !

Probabilité des collisions à 3 corps :

n1, v1, 1

n2, v2, 2

n3, v3, 3

*

(Temps de vie *)


I-22

Problèmes des réactions Neutre/Neutre :

(1) Il faut combattre la répulsion Coulombienne Barrière d ’Activation

E

dAB

A B

dAB

(2) Il faut une émission spontanée pendant la collision

Temps de la collision : * 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 : * Aij 2 10-12

Fréquence des collisions avec association : kcol. * Aij 10-18 1/ 30 109 ans !

Les réactions Neutre/Neutre sont difficiles et rares. Les réactions avec les ions sont favorisées.

hEcin. (A+B)

1eV


I-23

Les mécanismes élémentaires de la chimie interstellaire (1)

X + e- X - + h

Attachement radiatif

Photo-détachement

X+ + e-

X + h

Recombinaison

Photo-ionisation

XY+ + e-

X + Y Recombinaison dissociative

XY + e- X- + Y

Détachement associatif

Avec électrons


I-24


A+ + BC

AB+ + C Echange ion-molecule Avec les ions

A+ + B A + B+ Transfer de charge

A+ + B- A + B Neutralisation mutuelle

A+ + B AB+ + h

Association radiative


I-25


A + B AB + h Association radiative Avec les neutres

AB + C A + BC Echange neutre-neutre

Possible si dipole AB 0


I-26

Autres mécanismes élémentaires dans le MIS

A+ + e- A+ + e-+ h

Emission libre-libre rayonnement de freinage

Bremstrahlung

A + c.r. A+ + e-+ c.r.

Ionisationpar les rayons cosmiques

Régions sombres

c.r. + B c.r. + B + h Rayonnement

synchrotron


I-27

Exemple de chemins réactifs

Il faut déjà former H2 en quantité suffisante !H + H H2 + h : plus qu’improbable car pas de dipole

On suppose que cela se fait à la surface des grains de poussière:

H 1er collage Migration2ième collageFormationExpulsion

H

H2

E 0.01eV E = 4.5 eV

Taux de « collage » sachant que:Rayon du grain : rgrain 0.1 mVitesse de H : Vth. 500 m/sMasse de H : mH = 1.67 10-23 gDensité de gas : nH2 105 cm-3

Masse des grains/ Masse du gaz : Y 1/100

ngrains = nH2 2 mH Y /(4/3πrgrain3 )

8,5 10-7 cm-3

kcoll. = πrgrain2 Vth ngrains

1.3 10-11 s-1

1./ 2500 ans


I-28

Exemple de chemins réactifs (suite 1)

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

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


I-29

Résumé vers la complexité moléculaire

Synthèse d ’espèces plus complexes:Chaines carbonnées etc …

Ionisation par les rayons cosmiques :

H2 + c.r. H2+ + e- + c.r.

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

Formation de H2 sur les grains de poussières

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