View
42
Download
0
Category
Tags:
Preview:
DESCRIPTION
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 - PowerPoint PPT Presentation
Citation preview
Licence de Physique – Université des Sciences Montpellier II
PLANÈTES ET EXOBIOLOGIEmodule Culture générale
cours II AstrochimiePr. Denis Puy
Groupe de Recherche d’Astronomie et d’Astrophysique du LanguedocDenis.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
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 électroniqueatomes
Domaine de l’ultraviolet – visible10nm – 100nm
Lampe au sodium Na
Transition vibrationnellemolécules
Domaine de l’infrarouge10m – 100m
Spectre solaire de la molécule O2
Transition rotationnellemolécules
Domaine du millimétrique100m – 10mm
Spectre moléculaire d’Orion
Transitions électroniques
Sub millimétrique
Radio
Transitions vibrationnelles
Transitions rotationnelles
Mo
lecu
lar em
iss
ion
Visible
Ultraviolet
Infrarouge
Millimétrique
Sp
e ctr
e é
lec
tro
ma
gn
éti
qu
eIntérêt de l’astrochimie millimétrique
ASTROCHIMIE SUBMILLIMÉTRIQUE
L’interféromètre du Plateau de Bure 30m de l ’IRAM
= 1, 2 et 3 mm = 300, 150 et 100 GHz
Carte de la molécule CO
Centre de l’amas de galaxie Abell 1795 (interféromètre du plateau Bure)
satellite ODIN = 0.55 m ou = 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
E (eV)
0
E qques eV: UV, Visible
5Transitions
électroniques
E qques 0,1 eV: IR
Transitionsde vibration
0,1
E=0,001eV: IR lointain
Structure finecouplage spin orbital/ spin des électrons
exemple C+ CII
2P 3/2
2P 1/2
E = 0,0079 eV = 157 m
0,01
Transitions de rotation
exemple CO
J = 4
3
210
E(J) = BJ(J+1)
E= 0,0005 eV = 2,6 mm
0,000 001
E qques 0,0001eV: radio mm et submm
E = 0,000 006 eV = 21 cm
exemple H HI
2S 1/2 , F=1
F=0
Structure hyperfinecouplage spin noyau
/ spin total des électrons E qques 0,000 001eV:
radio centimétrique
Submm : molécules ? environnements ? Transitions fondamentales des molécules légères La plupart des régions froides de l’Univers
Transitions supérieures des molécules lourdesRégions astrophysiques les plus denses et les plus chaudes
• 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
• CF+ Traceur des régions de photo dissociation
• CO et SiO
• Complexes moléculaires
Détection CO
Observations APEX NGC 6334I
Complexité du milieu interstellairetrois phases
HIIGaz ionisé
E=100-13.6 EvHe+, H+, O+, C+, N+…
HIGaz neutre
E=13.6V - 2 eVHe, H, O, C+, N…
H2Gaz neutre
E<2 eVH2, He, CO, CO2, H2O ….
FORMATION MOLÉCULAIREMécanismes collisionnels
PRINCIPE: La rencontre de 2 atomes ou molécules nécessitent un déplacement de l ’un par rapport à l’autre.
Collisions à trois corps :
Collisions à deux corps avec émission d ’un atome, photon ou électron :MÉCANISME EFFICACE
TRÈS RARE !
Dépendance de la densité du milieu astrophysiqueLoi d’Arrhenius k(n,T)
Les densités dans l ’universAmas de Galaxies
n 10-3 cm-3
T = 100 000 000 K
Galaxies
Nuage diffus ionisén = 1 cm-3
T = 10 000 K
Nuage neutren = 20 cm-3
T = 100 K
Galaxies
Nuage densen = 104 à 106 cm-3
T = 10 K
Univers primordial
n = ? cm-3
T = ? K
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 10Ecin. (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
Mécanismes élémentaires astrochimiques
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
A+ + BC
AB+ + C Echange ion-molecule
A+ + B A + B+ Transfer de charge
A+ + B- A + B Neutralisation mutuelle
A+ + B AB+ + h
Association radiative
Mécanismes élémentaires astrochimiques
Avec ions
A + B AB + h Association radiative
AB + C A + BC Echange neutre-neutre
Possible si dipole AB 0
Mécanismes élémentaires astrochimiques
Avec neutres
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
Mécanismes élémentaires astrochimiques
Mécanisme très efficace pour former H2 en quantité suffisante H + H H2 + h : improbable car pas de dipole
Les surfaces de grains de poussières sont des sites de formation
Mécanismes sur des grains interstellaires
Mécanismes d’adsorption
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 mmVitesse 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 /(4/3rgrain3 ) 8,5 10-7 cm-3
kcoll. = rgrain2 Vth ngrains 1.3 10-11 s-1 1./ 2500 ans
Quelques exemples de chemins réactifs
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…:(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
HERSCHEL(4.23 m)
ESA (2007)
Infra-rougePIRENEA (CESR Toulouse)
HERSCHEL
Formation stellaire et galactique
Signatures moléculaires
Poussières galactiques
objets froids
HERSCHEL(4.23 m)
ESA (2007)
Infra-rouge
Interféromètre ALMA
Signatures moléculaires
Proto-nuages moléculaires
(sub)millimétrique ALMA (64 antennes de 12 m)
ESO + international (2004-2010)
Recommended