M. Giard, Master 2 ASEP 2007-2008 I-1 Le 30m de l IRAM Physique des gaz interstellaires: Exemple de...
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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
M. Giard, Master 2 ASEP 2007-2008
I-2
Physique des gaz interstellaires:
Exemple de moyen d’investigation dans l’espace
Le satelitte ODIN
= 0.55 mm = 557 GHz
M. Giard, Master 2 ASEP 2007-2008
I-3
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M. Giard, Master 2 ASEP 2007-2008
I-4
Emission CO d’un nuage sombre du Taureau
Télescope de 30 m de l’IRAM
M. Giard, Master 2 ASEP 2007-2008
I-5
Nuage moléculaire sombre: du visible à l’IR
M. Giard, Master 2 ASEP 2007-2008
I-6
Spectre mesuré par le satellite ODIN
M. Giard, Master 2 ASEP 2007-2008
I-7
Système des niveaux d’énergie de O2
M. Giard, Master 2 ASEP 2007-2008
I-8
Système des niveaux d’énergie de H2O
M. Giard, Master 2 ASEP 2007-2008
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
M. Giard, Master 2 ASEP 2007-2008
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
M. Giard, Master 2 ASEP 2007-2008
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
M. Giard, Master 2 ASEP 2007-2008
I-12
La complexité du milieu interstellaire
HII HI H2Distributions Fractales
M. Giard, Master 2 ASEP 2007-2008
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 !
M. Giard, Master 2 ASEP 2007-2008
I-14
Unités Domaine | Unitésastro de valeurs | S.I.
| 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 = vn (taux) s-1 10-16 à 10-4
t = 1/k (temps) 109 ans à 3 heures
Chimie cinétique : notations / unités
M. Giard, Master 2 ASEP 2007-2008
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
M. Giard, Master 2 ASEP 2007-2008
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
=
=
⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛−⎟
⎠
⎞⎜⎝
⎛=
M. Giard, Master 2 ASEP 2007-2008
I-17
Collision de 2 particules neutres :
: La section efficace (suite)
= surface projetée du nuage électronique= qques Angström carrés (Atome ou petite molécule)
Collision de 2 particules de charges opposées :
+
-
M. Giard, Master 2 ASEP 2007-2008
I-18
Collision d ’un ion et d ’une molécules polarisable : Section efficace dite de « Langevin »
: La section efficace (suite)
= qques centaines d ’Angström carrés
+
+
-+
+
-+
M. Giard, Master 2 ASEP 2007-2008
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
M. Giard, Master 2 ASEP 2007-2008
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
M. Giard, Master 2 ASEP 2007-2008
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 *)
M. Giard, Master 2 ASEP 2007-2008
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
M. Giard, Master 2 ASEP 2007-2008
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
M. Giard, Master 2 ASEP 2007-2008
I-24
Les mécanismes élémentaires de la chimie interstellaire (2)
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
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I-25
Les mécanismes élémentaires de la chimie interstellaire (3)
A + B AB + h Association radiative Avec les neutres
AB + C A + BC Echange neutre-neutre
Possible si dipole AB 0
M. Giard, Master 2 ASEP 2007-2008
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
M. Giard, Master 2 ASEP 2007-2008
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
M. Giard, Master 2 ASEP 2007-2008
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
M. Giard, Master 2 ASEP 2007-2008
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