Transcript Astrochimie

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
[email protected]
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I- Structuration de l’Univers
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II- Astrochimie
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III- Formation gravitationnelle
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IV- Etoiles
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V- Planètes
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VI- Exoplanètes
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VII- Exobiologie
SITE INTERNET ASTROCHIMIE
www.cesr.fr/~giard
www.palms.univ-rennes1.fr/ASTROEXP/
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
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
Ultraviolet
Transitions électroniques
Visible
Infrarouge
Transitions vibrationnelles
Sub millimétrique
Transitions rotationnelles
Millimétrique
Radio
ASTROCHIMIE
SUBMILLIMÉTRIQUE
L’interféromètre du Plateau de Bure
l = 1, 2 et 3 mm
n = 300, 150 et 100 GHz
30m de l ’IRAM
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
Transitions
Structure fine
de rotation
couplage spin orbital
E qques 0,0001eV:
/ spin des électrons
E=0,001eV: IR lointain radio mm et submm
E (eV)
5
0,1
Transitions
électroniques
E qques eV: UV, Visible
0,000 001
0,01
exemple C+  CII
exemple CO
2P
3/2
E(J) = BJ(J+1)
Transitions
de vibration
E qques 0,1 eV: IR
0
2P
E = 0,0079 eV
l = 157 mm
1/2
J=4
3
2
1
0
Structure hyperfine
couplage spin noyau
/ spin total des électrons
E qques 0,000 001eV:
radio centimétrique
exemple H  HI
2S
1/2
, F=1
E = 0,000 006 eV
l = 21 cm
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
• H 3 O+
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
Détection CO
Observations APEX NGC 6334I
Complexité du milieu interstellaire
trois phases
HII
HI
Gaz ionisé
E=100-13.6 Ev
Gaz neutre
E=13.6V - 2 eV
He+, H+, O+, C+, N+…
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
Univers primordial
Amas de Galaxies
n = ? cm-3
T= ?K
n  10-3 cm-3
T = 100 000 000 K
Galaxies
Galaxies
Nuage diffus ionisé
n = 1 cm-3
T = 10 000 K
Nuage dense
n = 104 à 106 cm-3
T = 10 K
Nuage neutre
n = 20 cm-3
T = 100 K
Les fréquences des collisions pour H/H
dans le milieu interstellaire galactique :
Milieu ionisé Nuage neutre Nuage moléculaire
n (cm-3)
1
20
100000
T (K)
10000
100
10
Ecin. (eV)
0,8625
0,0086
0,0009
<V(H)> (m/s)
14510
1451
459
kcol.=s<V>n (sec-1)
1,45E-10
2,90E-10
4,59E-07
1/k (années)
230
115
0,07
Mécanismes élémentaires astrochimiques
Avec électrons
Recombinaison
X+ + e-
X + hn
Photo-ionisation
Attachement radiatif
X - + hn
X + ePhoto-détachement
Recombinaison dissociative
X+Y
XY+ + e-
Détachement associatif
XY + e-
X- + Y
Mécanismes élémentaires astrochimiques
Avec ions
Echange ion-molecule
A+
AB+ + C
+ BC
Transfer de charge
A + B+
A+ + B
Neutralisation mutuelle
A+ + B-
A+B
Association radiative
A+ + B
AB+ + hn
Mécanismes élémentaires astrochimiques
Avec neutres
Association radiative
A+B
AB + hn
Possible si dipole AB  0
Echange neutre-neutre
AB + C
A + BC
Mécanismes élémentaires astrochimiques
Ionisation
par les rayons cosmiques
Régions sombres
Rayonnement
synchrotron
Emission libre-libre
 rayonnement de freinage
 Bremstrahlung
A + c.r.
A+ + e-+ c.r.
c.r. + B
c.r. + B + hn
+ e-
A+ + e-+ hn
A+
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
2ième collage
Migration
DE  0.01eV
Formation
Expulsion
H2
DE = 4.5 eV
H
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)
H 2 + + H2  H 3 + + H
(2)
O + H3+  OH+ + H2
(3)
OH+ + H2  H2O+ + H
(4)
H 2O+ + 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
Infra-rouge
PIRENEA
(CESR Toulouse)
HERSCHEL
(4.23 m)
ESA (2007)
HERSCHEL
Infra-rouge
HERSCHEL
(4.23 m)
Formation
stellaire et galactique
Signatures moléculaires
Poussières galactiques
objets froids
ESA (2007)
Interféromètre ALMA
(sub)millimétrique
ALMA
(64 antennes de 12 m)
ESO + international (2004-2010)
Signatures moléculaires
Proto-nuages moléculaires