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I- Structuration de l’Univers II- Astrochimie III- Formation gravitationnelle IV- Etoiles

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

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I- Structuration de l’Univers II- Astrochimie III- Formation gravitationnelle IV- Etoiles

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  1. Licence de Physique – Université des Sciences Montpellier IIPLANÈTES ET EXOBIOLOGIEmodule Culture généralecours II AstrochimiePr. Denis PuyGroupe de Recherche d’Astronomie et d’Astrophysique du LanguedocDenis.Puy@graal.univ-montp2.fr

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

  3. SITE INTERNET ASTROCHIMIE www.cesr.fr/~giard www.palms.univ-rennes1.fr/ASTROEXP/

  4. 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

  5. TRANSITIONS ATOMIQUES ET MOLÉCULAIRES

  6. Transition électroniqueatomes Domaine de l’ultraviolet – visible 10nm – 100nm

  7. Lampe au sodium Na

  8. Transition vibrationnellemolécules Domaine de l’infrarouge 10mm – 100mm

  9. Spectre solaire de la molécule O2

  10. Transition rotationnellemolécules Domaine du millimétrique 100mm – 10mm

  11. Spectre moléculaire d’Orion

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

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

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

  15. satellite ODIN l= 0.55 m ou n= 557 GHz

  16. Nuage sombre constellation du taureau

  17. Spectre mesuré par le satellite ODIN

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

  19. Système des niveaux d’énergie de H2O

  20. Processus de transitions quantiques Structure hyperfine couplage spin noyau / spin total des électrons Transitions de rotation Structure fine couplage spin orbital / spin des électrons E qques 0,0001eV: radio mm et submm E qques 0,000 001eV: radio centimétrique E (eV) E=0,001eV: IR lointain 0,000 001 0,1 0,01 5 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= 157mm J = 4 2P 1/2 Transitions de vibration E = 0,000 006 eV l= 21 cm 3 E qques 0,1 eV: IR 2 F=0 1 0 0 E= 0,0005 eV l=2,6 mm

  21. 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

  22. Détection CO Observations APEX NGC 6334I

  23. 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 ….

  24. Collisions à trois corps : Collisions à deux corps avec émission d ’un atome, photon ou électron : MÉCANISME EFFICACE FORMATION MOLÉCULAIRE Mécanismes collisionnels PRINCIPE:La rencontre de 2 atomes ou molécules nécessitent un déplacement de l ’un par rapport à l’autre. TRÈS RARE ! Dépendance de la densité du milieu astrophysique Loi d’Arrhenius k(n,T)

  25. Amas de Galaxies n  10-3 cm-3 T = 100 000 000 K Univers primordial n = ? cm-3 T = ? K Galaxies Nuage dense n = 104 à 106 cm-3 T = 10 K Galaxies Nuage diffus ionisé n = 1 cm-3 T = 10 000 K Nuage neutre n = 20 cm-3 T = 100 K Les densités dans l ’univers

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

  27. Mécanismes élémentaires astrochimiques Recombinaison X+ + e- X+ hn Photo-ionisation Attachement radiatif X + e- X -+ hn Photo-détachement Recombinaison dissociative Détachement associatif XY+ + e- XY + e- X + Y X- + Y Avec électrons

  28. Mécanismes élémentaires astrochimiques Echange ion-molecule Transfer de charge Neutralisation mutuelle Association radiative A+ + BC A+ + B A+ + B- A+ + B AB+ + C A + B+ A + B AB+ + hn Avec ions

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

  30. Emission libre-libre  rayonnement de freinage  Bremstrahlung Ionisation par les rayons cosmiques Régions sombres Rayonnement synchrotron A+ + e- A + c.r. c.r. + B A+ + e-+ hn A+ + e-+ c.r. c.r. + B + hn Mécanismes élémentaires astrochimiques

  31. 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

  32. Mécanismes d’adsorption Formation Expulsion Migration 2ième collage 1er collage H H2 DE  0.01eV 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 /(4/3prgrain3r)  8,5 10-7 cm-3 kcoll. = prgrain2 Vth ngrains  1.3 10-11 s-1  1./ 2500 ans

  33. 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

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

  35. HERSCHEL Infra-rouge HERSCHEL (4.23 m) Formation stellaire et galactique Signatures moléculaires Poussières galactiques objets froids ESA (2007)

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

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