La plupart des équipes financées par PCMI au cours des années 2001 à 2003 ont contribué à ce document en rédigeant un bref rapport de leur activité. Ces rapports donnent un panorama de la diversité des recherches financées par le Programme. Nous résumons ici les principales questions et résultats avec le souci de donner une vue d’ensemble de l ‘activité soutenue par PCMI, de la situer dans le contexte astrophysique et aussi d’illustrer la pertinence de l’approche pluridisciplinaire, expérimentale et théorique, dans l’interprétation des observations de la matière interstellaire.

Composition de la matière interstellaire

L’étude de la composition de la matière interstellaire à travers la spectroscopie continue d’être un thème majeur du programme. L’interprétation des données astrophysique repose sur la comparaison des données astrophysiques avec des mesures de laboratoire orientées par notre compréhension des processus physico-chimiques interstellaires. Les progrès les plus récents porte sur les grains et les glaces mais de nouvelles expériences sur les molécules sont engagées au PhLAM à Lille et au LPPM à Orsay dans la perspective de l’ouverture du domaine sub-mm avec Herschel.

ISO a donné une vive impulsion à l'étude de la poussière interstellaire. Les observations spectroscopiques se poursuivent aujourd’hui avec le satellite Spitzer et au sol dans l’infrarouge avec ISAAC et VISIR au VLT et MIDI sur le VLTI. Les données ISO ont établi une classification minéralogique des silicates cristallins produits dans les enveloppes des étoiles. Les expériences de synthèse d’analogues de silicates interstellaires en phase gazeuse, opérationnelles à l’IAS et au CRPG de Nancy, ouvrent de nombreuses perspectives. La modélisation de la courbe d’extinction montre que leur structure cristalline est détruite dans l’espace interstellaire. Des expériences en laboratoire suggèrent que cette évolution résulte de l’irradiation des grains par le rayonnement cosmique. Les expériences de recuits d’échantillons irradiés montrent la formation de billes métalliques à l’image des grains dits GEMS (glass embedded with metal and sulfides) que l’on trouve dans les poussières du système solaire (rapport Leroux).

PCMI a également financé plusieurs expériences de synthèse et de caractérisation de nano-particules carbonés dans le but de l’identification de la nature des PAHs interstellaires. L’expérience SONATE engagée au CEA a pour objectif la synthèse d’agrégats de carbone nano-métriques en quantité suffisante pour faire des mesures spectroscopiques IR qui pourront être confrontés aux bandes d’émission interstellaires (rapport Reynaud). L’expérience de spectroscopie sur les molécules PAHs au LPPM s’oriente également vers des agrégats synthétisés au sein de l’expérience. Une remarquable reproduction des bandes d’absorption IR associées à la matière carbonée vient d’être obtenu à l’IAS avec le produit de l’irradiation UV d’une glace de CH₄. Le lien entre la matière carbonée vue en absorption et les PAHs interstellaires vus en émission reste encore à être élucidé.

Les observations ISO ont permis d’identifier les principaux constituants des glaces moléculaires observées dans les condensations proto-stellaires. Cette recherche s’est poursuivie avec une plus grande sensibilité avec ISAAC au VLT. Une confrontation fine des données astrophysiques avec les études de laboratoire (rapport d’Hendecourt) a permis l’identification de complexes moléculaires entre CH₃OH et H₂O et NH₃ et H₂O. L’expérience de l’IAS intégrera bientôt un spectromètre de masse qui permettra de détecter des produits trop peu abondants de la photo-chimie des glaces pour être identifiés par spectroscopie. Ces mesures devraient contribuer à l’interprétation des observations spectroscopiques du gaz près des jeunes étoiles où l’on observe une riche chimie nourrie par l’évaporation des glaces sous l’effet du rayonnement ou d’un choc.

Chimie gaz/grains

Plusieurs projets PCMI contribuent à donner un nouvel éclairage sur l’étape initial de la chimie interstellaire : la formation de H_2. L’expérience FORMOLISM qui reproduit au laboratoire le processus de formation à la surface des grains vient de donner ses premiers résultats (Rapport Lemaire). Le but premier de cette expérience est d’étudier l’excitation de H₂ à sa formation, un problème qui est aussi abordé de manière théorique. La modélisation des observations FUSE et ISO a permis de montrer que la formation de H₂ opère à un taux approximativement constant pour une large gamme de températures des grains et des gaz. Ce résultat suggère l’existence de voies distinctes de formation mettant en jeu des atomes d’hydrogène physisorbés et chimisorbés.

La spectroscopie infrarouge des PAHs et de molécules carbonées montre l’existence d’une riche photochimie du carbone dans les enveloppes circumstellaires des étoiles carbonées et aussi à la surface des nuages pénétrés par l’UV (régions de photodissociation). La relation entre les PAHs et les petits d’hydrocarbures identifiés par spectroscopie rotationnelle et/ou ro-vibrationnelle et plus généralement la place des PAHs dans la chimie interstellaire sont à élucider. C’est un objectif majeur de l’expérience PIRENEA au CESR.

La détection avec ISO et FUSE d’hydrogène moléculaire chaud loin d’étoiles et donc ne pouvant être expliqué par un chauffage radiatif du gaz ou par pompage suggère l’existence dans le milieu diffus de poches de gaz moléculaire chauffé par dissipation de l’énergie turbulente. Les conséquences de ce résultat sur la chimie interstellaire n’ont été encore qu’à peine explorées. Il pourrait ouvrir une nouvelle piste pour identifier les porteurs des bandes diffuses.

Chimie en phase gazeuse à basse température

Le programme PCMI a joué un rôle majeur dans la mise en œuvre d’expériences de cinétique à basse température et/ou à basse énergie. Si la contribution financière elle-même à ces expériences lourdes ne représentent pas qu’une fraction des besoins, le rôle d’expertise et de soutien du PN PCMI a été déterminant. On peut citer dans ce contexte les expériences CRESU à Rennes, sous l’impulsion de B. Rowe ainsi que les expériences de jet à Bordeaux engagées sous la responsabilité de M. Costes. Le groupe de Rennes abrite une nouvelle expérience CRESU grâce au déménagement de l’équipement de Birmingham et l’arrivée du professeur I. Sims. L’avenir des études de cinétique en phase gazeuse est prometteur et de nouveaux défis sont attendus : on peut citer la mesure des rapports de branchement des produits de réaction sur certaines réactions clés qui constituent une des incertitudes majeures des modèles. Par ailleurs, il faut mentionner le couplage de ces études avec les aspects théoriques mettant en jeu tant les calculs de surface de potentiel que les aspects dynamiques. Il faut saluer à cet égard le débat (international) engendré entre les expérimentateurs et les théoriciens par les mesures de la constante de vitesse de la recombinaison dissociative de l’ion H₃⁺. Les équipes de Rennes et d’Orsay ont joué leur partition dans ces échanges. Cette réaction est critique pour la modélisation du milieu interstellaire car elle pilote l’ionisation du milieu via les ions moléculaires.

Modélisation

L’interprétation des observations spectroscopiques du gaz s’appuie le plus souvent sur des modèles intégrant la chimie y compris les échanges gaz/grains, le transfert de rayonnement et les processus de chauffage et refroidissement du gaz. La communauté française a une compétence reconnue sur la modélisation des régions de photodissociation et des chocs. La confrontation de ces modèles avec les observations a permis de quantifier empiriquement des processus physico-chimiques clés (e.g. chauffage du gaz par l’effet photoélectrique sur les grains, taux de formation de H₂). Ces études sont menées en relation étroite avec les différentes équipes de physiciens et chimistes impliqués dans les études de réactivité et de mécanismes photochimiques et/ou d’excitation collisionnelle. Les efforts de mise en ligne des codes devraient être poursuivis afin de permettre aux observateurs de tester eux-mêmes leurs scénarii

Structure du MIS, turbulence et formation d’étoiles

Les observations de la matière interstellaire révèlent dans un nombre grandissant d’environnements des écarts aux prédictions de modèles basés sur des hypothèses d'équilibre (e.g. équilibre thermique du milieu diffus) ou de stationnarité (e.g. rapport ortho/para de H₂ dans les régions de photodissociation, excitation de H₂ dans les chocs) . Les modélisations dépendantes du temps et les simulations numériques prennent donc une place grandissante dans notre domaine de recherche. Les simulations numériques permettent de quantifier l’impact de la dynamique du gaz interstellaire sur sa structuration, son évolution physico-chimique et la formation des étoiles. Des chercheurs français ont obtenu des résultats originaux sur plusieurs sujets : le couplage entre turbulence et instabilité thermique dans le milieu diffus, entre effondrement gravitationnel et évolution physico-chimique dans les condensations proto-stellaires et entre dynamique et physico-chimie dans les chocs magnétisés autour des jeunes étoiles. Dans chacun de ces cas, l’approche numérique renouvelle l'interprétation des observations et notre compréhension des questions astrophysiques sous-jacentes.

En ce qui concerne le lien entre la turbulence, le champ magnétique et la formation d’étoiles, deux paradigmes s'affrontent. L'un prédit que les filaments denses dans lesquels se forment les étoiles sont dus aux chocs inhérents à la nature supersonique, voire super-Alfvénique, de la turbulence, et que ces chocs sont si puissants qu'ils forment d'emblée des structures assez denses pour être instables gravitationnellement. L'autre prédit que la matière, parce qu'elle est légèrement ionisée, n'échappe que lentement au soutien que lui procure le champ magnétique, s'effondrant seulement une fois séparée de ses ions, sous l'effet de sa propre gravité. Ces deux scénarios, on le comprend, prédisent des évolutions temporelles, donc des taux de formation d'étoiles, extrêmement différents et à ce jour les débats sur le sujet continuent d'être vifs (rapport Falgarone). Le programme a sur ce sujet contribué au financement d’un projet expérimental pour étudier le transport de champ magnétique par la turbulence (rapport Fauve).

Nouvelles perspectives:

Les observations astrophysiques ont ouvert plusieurs nouveaux champs de recherche à la communauté PCMI.

Chimie des protoétoiles et des disques proto-planétaires :

Un nombre grandissant d’observations réalisées avec les télescopes mm en particulier l’interféromètre de l’IRAM ainsi que le VLT, le VLTI et Spitzer dans l’infrarouge explorent la chimie de la matière dans les protoétoiles et les disques proto-planétaires. Un résultat saillant de ces recherches est la découverte de molécules multi-deutérées dans les condensations proto-stellaires impliquant un fractionnement exceptionnel. Les limites sur l’abondance de HDO relatif à H₂O (<10^-4) dans les glaces montrent que le fractionnement ne résulte pas d’une formation préférentielle de molécules deutérées à la surface des grains mais de l’impact de la condensation de molécules sous forme de glace, en particulier CO, sur la chimie du gaz résiduel. La recherche de molécules pre-biotiques est une autre perspective de ces recherches. La découverte de NH₃ sous forme d’un complexe moléculaire avec l’eau (la principale bande de vibration de l’ammoniac vers 9 micron est cachée par la bande des silicates) montre que les éléments nécessaires sont présents. Les expériences réalisées au Lure démontrent la production d’acides aminés par irradiation de glaces de composition interstellaire avec une possible légère différence chirale induite par la polarisation du rayonnement (expérience Chiral-Micmoc). Les observations de molécules dans les disques avec l’interféromètre de l’IRAM ont d’abord mis en évidence la rotation képlérienne. Elles permettent maintenant de caractériser les conditions physiques et d’explorer la chimie du gaz. L’impact de la croissance des grains sur la photodissociation est suggéré par la modélisation de l’émission de CO et ¹³CO (rapport Dutrey).

Emission Galactique micro-onde dans les données sur le fond cosmologique. Séparation des composantes

Les observations du fond cosmologique ont mis en évidence un excès d’émission Galactique par rapport aux composantes attendues : émission free-free, synchrotron et des grains. S’agit-il d’une émission dipolaire rotationnelle des nano-particules carbonées ou d’une mauvaise estimation des autres sources d’émission ? Cette question illustre un nouveau champ de recherche ouvert par le problème de la séparation des composantes cosmologiques et galactiques dans les projets d’étude du fond cosmologique micro-onde. C’est un champ grandissant de recherches stimulées par le développement d’instruments de grande sensibilité, en particulier dans le domaine sub-millimétrique les résultats des projets ballons ARCHEOPS et BOOMERANG, à plus grande longueur d’onde le satellite WMAP et la préparation scientifique de Planck.

Polarisation et champ magnétique

La mesure de la polarisation de l'émission thermique de la poussière dans le milieu diffus avec ARCHEOPS ouvre une nouvelle perspective sur la nature des grains. Quels grains s’alignent avec le champ magnétique ? Quels sont les mécanismes d’alignement et où sont ils effectifs? C’est aussi la possibilité de d’explorer la structure du champ magnétique interstellaire en relation avec celle de la matière interstellaire. Le développement d’instruments sols permettant la mesure de la polarisation de l’émission des grains et Planck devraient donner une vive impulsion à ce sujet.

Galaxies infrarouge et matière interstellaire à grand z:

Avec la détection de galaxies à grand z aux longueurs d’onde sub-mm, l'étude de la matière interstellaire est projetée dans le contexte de l’évolution des galaxies où il est important de comprendre l'impact de l’histoire de la formation stellaire et de l'abondance des éléments lourds sur la formation de nuages moléculaires, le rapport gaz/poussière, la nature et les propriétés des grains. La détection d’importantes masses de poussières dans des quasars à grand z suggère une nucléation efficace des poussières dans les éjecta de supernovae suivie par la condensation des éléments lourds dans les nuages moléculaires sur les sites de nucléation. Donc la possibilité de produire une matière interstellaire riche en poussières avant même la contribution des étoiles AGB. Avec les premiers résultats Spitzer et aussi des observations dans le visible on retrouve dans les spectres de galaxies lointaines les signatures spectroscopiques de la matière solide Galactique (bosse à 220 nm, bandes d’absorption et d’émission de la matière carbonée, bandes des glaces). Les bandes PAHs sont utilisées comme diagnostics spectroscopiques pour distinguer les galaxies à flambées d’étoiles des noyaux actifs et interviennent dans la modélisation des comptages. Ces résultats illustrent les nouvelles perspectives ouvertes dans le domaine extragalactique.

II. Rapports d’Activités

Liste des Rapports

Auteurs Institut Titre

1 Francois Aguillon LCAM, Orsay Etude théorique de la formation de H2 sur les grains

2 Patrick Boissé IAP Structure à petite échelle dans le gaz moléculaire par suivi temporel de l’étoile HD 34078

3 Caroline Bot Obs. Strasbourg Milieu interstellaire dans le petit nuage de Magellan

4 Jonathan Braine L3AB Étude de la formation stellaire intergalactique

5 Philippe Bréchignac LPPM, Orsay PAHs et nanograins carbonés interstellaires

6 Cecilia Ceccarelli LAOG Evolution physique et chimique des proto-étoiles

7 Thierry Chiavassa PIIM, Marseille Réactivité des glaces interstellaires

8 Françoise Combes LERMA Gaz moléculaire et physique des galaxies

9 Michel Costes LPCM, Bordeaux Réactivité à basse énergie cinétique et température

10 Patrick Crozet LASIM, Lyon Spectroscopie d’hydrures et d’halogénures métalliques

11 Marie-Lise Dubernet LERMA Bases de données sur les excitations collisionnelles et Observatoires Virtuels

12 Anne Dutrey L3AB Chimie des disques proto-planétaires

13 Yves Ellinger Museum Etudes théoriques de la physico-chimie de la matière interstellaire

14 Edith Falgarone LERMA/ENS Structure à petite échelle des nuages moléculaires

15 Nicole Feautrier LERMA Photo-dissociation de SiO et réaction Si+O2

16 Stéphan Fauve ENS PARIS Transport du champ magnétique par la turbulence

17 Dolores Gauyacq LPPM, Orsay Photo-dynamique des petits hydrocarbures

18 Robert Georges PALMS, Rennes Spectroscopie du méthane à très haute température

19 Maryvonne Gerin LERMA Emission sub-mm CI et CO de galaxies proches

20 Mohammad Heydari LERMA Formation et évolution des étoiles massives des nuages de Magellan

21 Christine Joblin CESR L’expérience PIRENEA

22 Anthony Jones IAS Poussières et structure du milieu interstellaire

23 Azzedine Lakhlifi Obs. Besançon Spectroscopie et réactivité de molécules à la surface d’agrégats

24 Jean-Louis Lemaire LERMA/Cergy Formation de H₂ dans le milieu interstellaire

25 Hughes Leroux LSPL, Lille Silicates des environnements circumstellaires au milieu interstellaire

26 Ronald McCaroll LCPMR, Paris VI Photochimie de CH⁺ dans l’espace interstellaire

27 Claude Meny CESR Propriétés optiques des grains interstellaires : mécanismes d’émission à basse température

28 Brian Mitchell PALMS, Rennes Absorption X et nano-particules de carbone

29 François Pajot IAS Spectro-imageurs submm FIBRE/CSO et SAFIRE/SOFIA

30 Thierry Passot OCA Turbulence dans le milieu interstellaire

31 Cécile Reynaud SPAM, CEA Expérience SONATE : source de nanograins triés en taille

32 Daniel Rouan DESPA Observations IR à haute résolution angulaire

33 Evelyne Roueff LUTH Molécules dans l’univers et modélisation du milieu interstellaire

34 Bertrand Rowe PALMS, Rennes Collisions en phase gazeuse à très basse température

35 Thierry Stoecklin LPCM, Bordeaux Dynamique inélastique ultra-froide

36 A. Suzor-Weiner Paris VI Recombinaison dissociative d’ions moléculaires

37 Pierre Valiron LAOG Surfaces de potentiels et collisions pour l’astrophysique

38 Michel Vervloet LPPM, Orsay Spectroscopie térahertz de laboratoire pour Herschel

39 Adam Walters CESR Préparation spectroscopique pour Herschel et ALMA

40 Georges Wlodarczak PhLAM, Lille Spectroscopie térahertz : préparation de la mission Herschel

41 Louis d’Hendecourt IAS, Orsay Astrochimie Expérimentale

1. Etude théorique de la formation de H₂ sur des grains

F. Aguillon, S. Morisset, M. Sizun, V. Sidis

Laboratoire des Collisions Atomiques et Moléculaires

Unité mixte de recherche Université Paris Sud / CNRS UMR 8625

Fédération de Recherche "Lumière Matière" FR2764

Bât 351, Université Paris Sud, 91405 Orsay

Nous nous intéressons au problème la formation de H₂ dans le milieu interstellaire (MIS), catalysée par des grains dans les nuages froids. Notre approche de collisionnistes consiste à déterminer dans un premier temps les interactions entre hydrogène et grain, puis dans un second temps à mener les calculs de dynamique décrivant la réaction. Sur ce second aspect, deux mécanismes principaux ont été depuis longtemps définis : le mécanisme direct, dit Eley-Rideal (ER), décrit la réaction entre un hydrogène adsorbé et un hydrogène de la phase gaz ; le mécanisme indirect, dit Langmuir-Hinshewold (LH) fait intervenir la migration des deux atomes H sur la surface, qui désorbent au cours de la réaction

Les signatures infrarouges des grains^[^1,2] révèlent l’existence de liaisons de type graphitique. Aussi décrivons-nous le grain comme une surface (0001) de graphite. Aux énergies d'intérêt astrophysique, une description très précise des interactions semble nécessaire. C'est pourquoi notre groupe a entrepris en 1997 un calcul au niveau DFT de l’interaction H-H-coronène^[^3-5], l’idée étant de modéliser la surface de graphite par le petit PAH qu'est le coronène (C₂₄H₁₂) afin de pouvoir mener des calculs ab initio de haute précision. Le principal résultat est que la chimisorption induit une sensible reconstruction de la surface, entraînant la formation de puits de chimisorption assez profonds (440meV) et localisés juste au-dessus d'un atome de carbone. Ceci est en fort contraste la physisorption, laissant la surface inchangée, et conduisant à des puits bien plus faibles (quelques meV), indépendants de la position de l'atome d'hydrogène sur la surface. Ainsi, si l'hydrogène est chimisorbé sur le grain, le mécanisme ER est le seul envisageable car la migration n'est guère possible ; au rebours, si l'hydrogène est physisorbé sur le grain, il migrera facilement et le mécanisme LH sera fortement favorisé.

Le mécanisme ER a suscité un grand nombre de travaux théoriques, dont certains^[^6,7] très voisins de notre approche. Notre contribution propre a consisté d'une part à pousser les calculs du mécanisme ER jusqu'aux très basses températures d'intérêt astrophysique, avec une gamme d'énergie s'étendant de 0,3meV à 500meV, ce qui a nécessité des développements méthodologiques pour mener le calcul de paquet d'onde.^[8,9] D'autre part, nous avons étudié l'influence de la reconstruction de la surface qui intervient pendant et après la réaction.^[10] Les résultats que nous avons établis sont (1) que la réaction produit de l'hydrogène très excité vibrationnellement et (2) que la probabilité de réaction, même si elle est augmentée par la prise en compte de la relaxation de la surface, tend à chuter aux basses températures régnant dans le MIS.

C'est pourquoi nous avons aussi entrepris une étude quantique de la dynamique du mécanisme LH,^[^11,12] en supposant que les 2 atomes H étaient initialement physisorbés. Les surfaces de potentiels obtenues par la méthode DFT n'ont pas le degré de précision voulu pour décrire correctement la physisorption. Aussi avons nous modélisé les interactions à longue portée par des potentiels de paire établis à partir de données expérimentales,^[^13]en supposant la surface du grain plane et rigide. Ceci nous a permis de mener un calcul quantique dans toute sa dimensionnalité, en prenant en compte quantiquement les 4 degrés de liberté non triviaux du système. Le principal résultat est que (1) l'énergie libérée par la réaction se retrouve essentiellement dans la vibration, et beaucoup moins dans la rotation ou dans le chauffage du grain ; (2) la réaction est très efficace jusqu'aux très basses température, avec une section efficace (qui pour une réaction sur une surface est homogène à une longueur) valant autour de 4 unités atomiques.

Références

[1] J.S. Mathis, W. Rumpl et K.~. Nordsiek, ApJ 217, 425 (1977)

[2] F.X. Désert, F. Boulanger et J.L. Puget, A&A 237, 215 (1990)

[3] V. Sidis et L. Jeloaica, 7th Int. Conf. on the applications of the Density Functional Theory in Chemistry and Physics (Vienne, Autriche, Sept.1997)

[4] L. Jeloaica et V. Sidis, Chem. Phys. Lett. 300, 157 (1999).

[5] V. Sidis, L. Jeloaica, A. G. Borisov et S. A. Deutscher dans : Molecular Hydrogen in Space (eds. F. Combes et G. Pineau des Forêts, Cambridge University Press) 2001.

[6] A. J. Farebrother, A. J. M. H. Meyer, D. C. Clary et A. J. Fisher, Chem. Phys. Lett. 319, 303 (2000). A.J.H.M. Meijer, A.J. Farebrother, D.C. Clary, and A.J. Fisher, J. Phys. Chem. A, 105, 2173 (2001).

[7] X. Sha, B. Jackson, and D. Lemoine, J. Chem. Phys 116, 7158 (2002).

[8] S. Morisset, F. Aguillon, M. Sizun, V.Sidis, PCCP 5, 50- 506 (2003).

[9] S. Morisset, F. Aguillon, M. Sizun, and V. Sidis, Chem. Phys. Lett. 378, 615 (2003).

[10] S. Morisset, F. Aguillon, M. Sizun, V.Sidis, article accepté à J. Phys. Chem.

[11] S. Morisset, F. Aguillon, M. Sizun, V.Sidis, article accepté à J. Chem. Phys.

[12] S. Morisset, F. Aguillon, M. Sizun, V.Sidis, article en préparation.

[13] E. Ghio, L. Mattera, C. Salvo, F. Tommasini, U. Valbusa, J. Chem. Phys. 73, 556 (1980).

2. Etude de la structure à petite échelle dans le gaz moléculaire par suivi temporel multi-longueur d’ondes de l’étoile HD34078

P. Boissé, B-G Andersson, S. Federman, P. Felenbok, G. des Forêts, M. Gerin, C. Gry, P. Hily-Blant, J. Krelowski, F. Le Petit, L. Pagani, E. Rollinde, E. Roueff

Afin d’étudier la structure à petite échelle au sein de nuages moléculaires translucides, nous avons entrepris depuis fin 1999 un suivi temporel des raies d’absorption de (entre autres) CH, CH+ (observations effectuées à l’OHP) et H₂ (FUSE) dans le spectre de l’étoile éteinte HD34078 (AE Aur). Cette étoile « runaway » possède une vitesse transverse de 103 km/s ce qui nous permet de sonder dans le gaz situé en avant-plan, des échelles allant de 1 UA à quelques 100 UA (grâce aux données historiques disponibles). Les spectres visible (collaboration avec S. Federman et J. Krelowski) ont permis de mettre en évidence une augmentation de 20% de N(CH) durant ces dix dernières années alors que N(CH+) est resté stable (Rollinde et al. 2003 : A&A 401, 215; astro-ph /0301474). Les mesures les plus récentes semblent indiquer que N(CH) est maintenant dans une phase de décroissance.

Les sept spectres FUSE acquis depuis 2000 montrent quant à eux que N(H₂) n’a pas varié de plus de 5% ; il ne semble donc pas y avoir de structure à petite échelle marquée dans le nuage (Boissé et al. 2004 : A&A in press, astro-ph/0408042). Cependant, les données FUSE ont révélé une caractéristique tout à fait inattendue : la présence de H₂ très excité (raies de v ≠ 0 et jusqu’à v=0, J=11 détectées). Un travail important de modélisation a été effectué (basé sur le modèle de J. Le Bourlot, qui a été adapté pour l’occasion) afin de comprendre l’origine de cette composante et pour s’assurer que le reste du nuage dont nous cherchons à sonder la structure n’a pas été perturbé par une éventuelle interaction avec HD34078. Il apparaît que le gaz fortement excité est très certainement situé dans un choc en arc entourant HD34078 ; le flux UV intense qu’il reçoit engendre une PDR chaude, ce qui permet de bien rendre compte de l’excitation extrème observée.

Des observations CO effectuées à l’IRAM indiquent que le nuage sondé est étroitement associé à l’étoile. Cependant, à cause de la grande vitesse de cette dernière, l’interaction très récente n’a sans doute encore affecté qu’une fraction très limitée du nuage. S’il en est bien ainsi (travail en cours) HD34078 fournirait à la fois une occasion unique d’étudier la dynamique de certains processus interstellaires (par ex. le chauffage du gaz par les grains) et la possibilité de sonder « in situ » la structure et la composition d’un nuage translucide standard.

3. Analyse multi-échelle et multi-spectrale du milieu interstellaire: le Petit Nuage de Magellan et l'Observatoire Virtuel

Caroline Bot et Laurent Cambrésy (Observatoire de Strasbourg et Centre de Données Stellaires)

Collaboration : Francois Boulanger et Guilaine Lagache (IAS)

Daniel Egret (Observatoire de Paris)

Monica Rubio (Universidad de Chile)

Le but de ce travail est d'étudier à différentes échelles spatiales les propriétés de la poussière et du milieu interstellaire d'une Galaxie de faible métallicité et de fort taux de formation d'étoiles: le Petit Nuage de Magellan (SMC). Ce projet passe par une étude d'images multi-longueurs d'onde et multi-résolutions, et se place comme exemple scientifique d'utilisation des Observatoires Virtuels.

Abondance des poussières dans le gaz diffus et nuages moléculaires

Le Petit Nuage de Magellan est une galaxie proche de faible métallicité, de fort taux de formation d'étoiles malgré une apparente faible proportion de gaz moléculaire.

Les observations du gaz et des poussières de cette galaxie permettent d'étudier l'impact de la métallicité et de l'histoire de la formation d'étoiles sur l'abondance et les propriétés des poussières. Le SMC constitue un modèle local de galaxies lointaines non résolues par les observations et nous donne par rapport à notre galaxie un point de vue externe plus propice à l'étude de structures à grandes échelles.

Un travail d'analyse des images multi-longueurs d'ondes de l'émission du gaz et de la poussière dans la direction du Petit Nuage de Magellan a débuté en 2002 et a abouti à une publication dans A\&A en 2003. Nous avons comparé les données ISOPHOT à 170micron avec les cartes IRAS HiRes et H I ATCA/Parkes, hors des régions de formation d'étoiles. L'analyse de ces observations a permis de mesurer la température et l'émissivité par atome d'hydrogène des grains dans le milieu diffus du SMC, et le spectre du milieu diffus a été modélisé. On trouve que l'émissivité des grains dans le milieu diffus est 30 fois plus faible que dans le voisinage solaire, alors que la différence en métallicité est seulement de 10. Une plus faible fraction des métaux serait donc sous forme solide dans le SMC.

Nous avons étendu cette étude aux poussières dans les nuages moléculaires. Plusieurs nuages moléculaires ont été détectés à 1mm avec l'instrument bolométrique SIMBA sur le SEST, ainsi qu'à 150micron par l'instrument ISOPHOT. Ces observations ont été combinées pour un nuage moléculaire quiescent, SMCB1 \#1, avec les densités de colonne d'hydrogène déduites de sa masse viriel et de sa taille. La modélisation du transfert de rayonnement dans ce nuage, combinée avec le modèle de poussière de Désert et al., nécessite une émissivité des grains similaire a celle du voisinage solaire.

Si la métallicité dans les nuages moléculaires est la même que pour le milieu diffus du SMC (1/10 de celle du voisinage solaire), ce résultat implique une évolution du rapport gaz sur poussière entre le milieu diffus et les régions denses. Ce n'est pas surprenant puisque dans le milieu diffus, on s'attend à ce que les grains soient détruits par les explosions de supernovae. Cette destruction est compensée entre deux explosions par une accrétion des éléments lourds d'autant plus rapide que le gaz est dense.

Petits grains

La modélisation des données, que ce soit dans le milieu diffus ou les nuages moléculaires nous a permis de déduire les rapports d'abondances entre PAHs, petits et gros grains. Par rapport à la Galaxie, on trouve une déficience des PAHs et petits grains relativement aux gros grains (voir figure) dans le milieu diffus, alors que le rapport PAHs sur gros grains est proche de 1 dans SMCB1#1. La destruction des grains par les supernovae serait donc plus efficace pour les petits grains.

Vers une base de données LMC/SMC

L'étude multi-spectrale du SMC nécessite l'accès et le traitement de données provenant d'instruments différents, avec des formats hétérogènes et des résolutions multiples. Afin de poursuivre cette étude, C. Bot a travaillé au Chili début 2004, en collaboration avec Monica Rubio, afin de réunir, d'uniformiser et structurer les données moléculaires, millimétriques et infrarouges disponibles sur place. Ces données devraient à terme rentrer dans une base de données multi-instruments couvrant le LMC et le SMC. La mise en place de cette base de données complexe permettra de tester le générateur de bases de données SAADA, développé actuellement à Strasbourg.

Outils d'analyse et Observatoire virtuel

La préoccupation concernant l'émission étendue ou diffuse dans le cadre des Observatoires astronomiques Virtuels (VO) est émergeante grâce à notre action et cette thématique apparait maintenant comme une des priorités dans l'Observatoire Virtuel. Ce changement fait suite à deux réunions entre l'équipe du CDS à Strasbourg et des spécialistes de l'émission diffuse, ainsi qu'à un projet pour la démonstration AVO. Des spécifications ont été définies pour que l'Observatoire Virtuel européen puisse gérer l'émission étendue dans les données. En particulier, le logiciel de visualisation d'images Aladin (prototype officiel de l'Observatoire Virtuel Européen, développé par le CDS) a subit des améliorations et commence à être utilisé dans ce cadre grâce à une collaboration de l'équipe IDHA (Images Distribuées Hétérogènes pour l'Astronomie) de Strasbourg.

4. Étude de la formation stellaire intergalactique ; galaxies naines de marée.

Jonathan Braine (L3AB), Pierre-Alain Duc (CEA Saclay)

Le milieu intergalactique (MIG) contient des quantités restées longtemps insoupçonnées de matière d'origine purement galactique. Ainsi, des cartographies radio ont mis en évidence, dans plusieurs groupes compacts, la présence de nuages de gaz d'hydrogène atomique situés bien en dehors des disques stellaires. Leur métallicité élevée traduit une pollution du MIG qui semble observée même à grand redshift. Des relevés systématiques de nébuleuses planétaires ont révélé qu'une fraction non négligeable des populations stellaires, dans les amas, résident en fait dans le milieu intra-amas. Si les étoiles peuvent mourir dans le milieu intergalactique, elles peuvent aussi y naître, comme viennent de le constater plusieurs groupes qui ont mis à jour des régions HII très compactes entre des galaxies d'amas. Les mécanismes grâce auxquels les galaxies perdent de la matière et alimentent le MIG sont maintenant bien étudiés: processus internes, comme les supervents associés aux flambés de formation stellaire ou les jets émanant de noyaux actifs; effets d'environnement comme les collisions de marée entre galaxies, ou le balayage par pression dynamique exercé par le gaz chaud intra-amas sur le milieu interstellaire

Les allocations généreuses de temps de télescope par l'IRAM nous ont permis de poursuivre notre campagne d'observation, entre les galaxies, du gaz dans sa composante moléculaire (Braine et al., 2000, Nature 403, 867 ; Braine et al. 2001 A&A 378, 51). En juillet 2001, nous avions cartographié l'émission CO du groupe compact HCG 92 (``le quintette de Stephan'') et y découvert des réserves de gaz moléculaire en grande quantité: l'équivalent du contenu de la Voie Lacté dans le milieu intra-groupe (Lisenfeld et al., 2002, A&A 394,823). En utilisant l'interféromètre du Plateau de Bure, nous avons pu montrer que les nuages sont compacts (Lisenfeld et al., 2004, A&A sous presse, astro-ph/0407473; voir Figure 1) et associés à des bandes de poussières .

Le financement du PCMI nous a permis de couvrir une partie des frais de mission des collaborateurs impliqués dans ce projet, en particulier, pour les chercheurs français, Jonathan Braine (Bordeaux,PI) et Pierre-Alain Duc (Saclay).

Figure1 : Gaz moléculaire dans le quintette de Stephan. Les contours de l'émission CO, obtenue avec l'interféromètre du Plateau de Bure, sont superposés à une image HST en vraies couleurs d’une queue de marée présente dans ce célèbre groupe compact de galaxies. On trouve dans le milieu intra-amas une quantité de gaz moléculaire équivalente au contenu total de la Voie Lactée. D'après Lisenfeld et al., 2004.

Par ailleurs, nous menons en parallèle des études sur la cinématique des queues de marée, ainsi que sur la dynamique interne des naines de marée afin d’y dépister éventuellement la présence de matière noire (Bournaud, et al., 2004, A&A sous presse, astro-ph/0406169). Enfin, un travail de simulations numériques et de modélisation de la formation de structures dans les débris de marée est en cours. Nous avons notamment montré que les grosses condensations de gaz présentes à l’extrémité des queues, de masse supérieure à 10⁹ Msol, se forment par un processus essentiellement cinématique qui requiert la présence d’un halo de matière noire étendu (Bournaud et al., 2003, A&A 411, L469 ; Duc et al., 2004, A&A sous presse, astro-ph/04084524).

5. PAHs et nanograins carbonés interstellaires

Laboratoire de Photophysique Moléculaire-CNRS

Fédération Lumière Matière

Bâtiment 210, Université Paris-Sud

91405 Orsay Cedex

Participants : Philippe Bréchignac, PR responsable projet

Nathalie Boudin, doctorante (Thèse décembre 2001)

Nguyen Thi Van Oanh, doctorante (Thèse février 2004)

Stéphane Douin, MC, Pascal Parneix, MC, Thomas Pino, CR

Collaboration : Emmanuel Dartois, Louis d’Hendecourt, François Boulanger IAS Orsay

Participation des cations PAHs à la partie visible de la courbe d’extinction interstellaire

Au cours de la période précédente du contrat PCMI, une méthode originale de mesure des spectres électroniques dans le domaine visible et proche IR de cations PAHs froids et en phase gazeuse a été développée, qui possède le grand avantage de pouvoir fournir les forces d’oscillateur. Son exploitation s’est poursuivie jusqu’à la fin de la thèse de Nathalie Boudin en décembre 2001. Les résultats expérimentaux obtenus fournissent non seulement une petite base de données (7 transitions de 5 PAHs) mais permettent aussi de reconsidérer le motif spectral attendu pour une telle transition électronique dans un cation PAH. En effet une dynamique de relaxation électronique ultrarapide prend place ayant pour effet l’élargissement lorentzien (durée de vie limitée) des bandes d’absorption et l’observation presque systématique de bandes larges. Il devient donc hasardeux de tenter d’attribuer les DIBs de largeur inférieure à 5 cm^-1 à des cations PAHs. Des campagnes d’observation ont donc été menées au TBL (Pic du Midi) et au T193 de l’OHP visant à détecter la présence de bandes larges dans les spectres d’étoiles fortement rougies (E_B-V» 1). A l’heure actuelle la présence de telles bandes dans l’absorption d’origine interstellaire a été démontrée, et celle de zones spectrales très larges auxquelles pourraient contribuer les bandes d’absorption de divers PAHs est très fortement suggérée par les résultats.

Ce problème a également été examiné du point de vue inverse. Grâce aux données de laboratoire disponibles (essentiellement à partir des spectres de photoélectrons de la littérature), les positions des états électroniques de nombreux cations PAHs sont connues. On peut en déduire les largeurs spectrales attendues pour chaque transition, en vertu du mécanisme précédemment reconnu pour la conversion interne intramoléculaire. Ces données nous ont permis de construire une distribution des états en fonction de l’énergie, considérée alors comme générique pour cette classe de molécules. A partir de l’ensemble de ces données nous sommes en train de construire une section efficace d’absorption « moyenne » pour un ensemble de cations PAHs. Ceci nous montre que l’absorption dans le proche IR (et même l’IR) au travers des transitions électroniques n’est pas négligeable. Pour la partie visible, la congestion spectrale empêcherait la détection individuelle de nombreux cations PAHs mais leur contribution totale devrait participer à la forme de l’extinction. De plus ceux qui seraient éventuellement responsables de DIBs larges apparaissent alors soit comme des « accidents » (grande force d’oscillateur), soit comme des PAHs particulièrement abondants.

Dynamique de fragmentation des PAHs

Une partie de la thèse de Nguyen Thi Van Oanh a été consacrée à la mesure de la constante de vitesse de déshydrogénation du cation Fluorene en fonction de l’énergie interne déposée dans le système. Ceci constitue un « cas test » destiné à tester la validité des méthodes expérimentales et théoriques que nous avons mises au point, avant de les appliquer à une famille de PAHs interstellaires. Là encore les méthodes sont originales. Du point de vue expérimental, le cation PAH formé par photoionisation en faisceau moléculaire est excité via un processus d’absorption séquentielle de photons visibles, et les fragments sont analysés par spectrométrie de masse. Une analyse minutieuse de la compétition entre fragmentation et absorptions successives est indispensable dans le traitement des données brutes.

D’un point de vue théorique, l’application rigoureuse de la théorie de l’espace des phases en prenant en compte l’énergie cinétique libérée et les contraintes sur le moment angulaire des fragments permet d’obtenir un très bon accord avec les valeurs expérimentales. Notons que l’obtention de la dépendance en fonction de l’énergie interne sur près de 4 décades est une prouesse, dont la connaissance fine est essentielle pour évaluer la stabilité des espèces vis-à-vis de l’émission radiative.

Simulation du spectre IR des PAHs

L’autre volet de la thèse de Nguyen Thi Van Oanh concerne la spectroscopie infrarouge des PAHs. L’objectif était de développer une méthode de simulation permettant de prévoir sans information préalable le spectre d’absorption complet d’un PAH de taille, structure et état de charge donné, afin de s’affranchir des limitations inhérentes aux études expérimentales.

Une approche semi-empirique (méthode des liaisons fortes) a été choisie : elle permet de construire la surface de potentiel dans l’état électronique fondamental à moindre coût, comparée aux calculs ab-initio. A partir d’une dynamique mixte classique/quantique sur cette surface de potentiel, on accède à l’évolution temporelle de la fonction moment dipolaire. Le spectre infrarouge est obtenu par transformée de Fourier de sa fonction d’autocorrélation. Nous avons notamment pu prédire ainsi l’évolution des caractéristiques spectrales en fonction de la température pour des PAHs de grandes tailles (environ 50 atomes de carbone). Ces études sont motivées par le fait que, dans le milieu interstellaire, ces molécules sont transitoirement chauffées suite à l'absorption de photons UV et à la conversion interne d’énergie électronique en énergie vibrationnelle. La relaxation de ces molécules s'effectue alors soit par fragmentation, soit par émission IR.

Dans ce dernier cas, il est tout particulièrement important d'analyser les effets de l'anharmonicité de la surface de potentiel de l'état électronique fondamental sur les propriétés d'émission de ces molécules. Plutôt que le calcul direct en préparant le système dans un état excité donné, une méthode alternative de type statistique, dite du Reversible-Scaling, permet des économies substantielles en temps de calcul. Dans cette approche, l'effet de température sur les fréquences vibrationnelles des PAHs est obtenu à partir du calcul de l’énergie libre en fonction de la température. L'anharmonicité de la surface peut également être prise en compte à travers un calcul approché de la densité d'états quantiques anharmoniques.

Développement d’une opération de recherche pour l’étude de nanograins carbonés en phase gazeuse : spectroscopie visible-UV, émission visible et IR

Une nouvelle opération de recherche dédiée à l’étude des nanoparticules carbonées en phase gazeuse a été lancée en 2003, en vue permettant l’extension de nos activités vers le domaine des tailles intermédiaires entre molécule et particule solide, qui pourrait renfermer la clé de plusieurs questions délicates posées par l’observation des poussières interstellaires. Comme l’essentiel des travaux développés dans l’équipe, ce projet expérimental s’attache à une description fine, au niveau moléculaire, des molécules et agrégats interstellaires. Un des objectifs majeurs est la mesure en phase gazeuse de l’émission dans l’IR moyen d’agrégats hydrocarbonés d’échelle nanométrique froid, dont la structure sera plus ou moins proche de celle des PAHs. Ces mesures seront directement comparables aux spectres des AIBs. Le dispositif permettra de plus de mener des mesures des spectres d’absorption UV-visible de ces espèces à l’aide des techniques laser que nous maîtisons (REMPI,…).

Le schéma ci-dessous montre l’ensemble du dispositif en cours de développement, qui couple un faisceau de nanoparticules froides à un spectromètre de masse haute résolution (~5000) et à un système de détection de l’émission IR. Il comprend une enceinte source permettant d’intégrer différentes sources d’agrégats ou molécules, une chambre de thermalisation pour le refroidissement des nanograins (~77K), une chambre de détection de l’émission IR (entièrement refroidie par bain et panneau cryogénique à l’azote liquide), un spectromètre de masse par temps de vol à haute résolution (réflectron).

Dans un premier temps une flamme plate de pré-mélange basse pression a été intégrée dans la partie source car d’autres groupes spécialisés dans la physico-chimie des combustions ont démontré qu’il est possible d’en extraire un faisceau moléculaire ensemencé en gros PAHs avec des concentrations raisonnables. Nous abordons actuellement les phases de tests pour la partie faisceau de nanoparticules et spectrométrie de masse.

La partie émission IR, dont la conception en cours de finalisation, comprend un collecteur en forme de miroir ellipsoïdal, un des jeux de filtres circulaires variables fabriqués pour l’instrument ISOCAM et le détecteur. Les filtres ont été caractérisés en collaboration avec l’IAS. Les simulations permettant d’optimiser la forme du miroir sont pratiquement achevées. Les premiers tests consisteront à mesurer l’émission d’un PAH standard dans la région de 3 microns.

6. Evolution physique et chimique des proto-étoiles (GROUPE WAGOS)

Permanents : C. Ceccarelli (LAOG), A. Castets (L3AB), E. Caux (CESR), A. Bacmann (L3AB), A. Faure (LAOG), B. Lefloch (LAOG), L. Pagani (LERMA), P. Valiron (LAOG)

Etudiants : (PhD ou Post-Doc) : S. Bottinelli, S. Cazaux, S. Maret, B. Parise, C. Vastel, V. Wakelam

Le sujet de recherche commun du groupe WAGOS est l'étude de l'évolution physique et chimique des proto-étoiles. Pour cela nous effectuons des observations avec les grands radiotélescopes millimétriques et submillimétriques de la discipline (IRAM, JCMT, CSO), tandis que pour interpréter ces données nous développons des modèles de chimie et de transfert radiatif adaptés aux conditions présentes dans les environnements proto-stellaires.

Le groupe WAGOS a été soutenu par le programme PCMI depuis sa création (2001). Formé originellement autour trois chercheurs (Alain Castets, Cecilia Ceccarelli et Emmanuel Caux), il regroupe maintenant une quinzaine de personnes comprenant des chercheurs de Grenoble (LAOG), Toulouse (CESR), Bordeaux (L3AB) et Paris (LERMA) ainsi que six étudiants et post-docs. Le but de ce groupe était de mettre en commun nos compétences, d'une part pour mieux aider nos étudiants communs et d'autre part pour être plus efficace sur nos sujets de recherche. De plus nous avons des collaborations régulières avec des chercheurs étrangers.

Au cours des 4 dernières années, les membres du groupe WAGOS ont publié ensemble 33 articles dans des revues à comité de lecture, sachant que dans ce nombre ne sont comptés que les articles signés par au moins deux membres du groupe, autrement dit des articles qui résultent d'une collaboration active entre membres de WAGOS. De plus, au cours des 4 années passées, 5 étudiants ont soutenu leur thèse et sont partis en Post-Doc, tandis qu’une autre a commencé une thèse au sein de notre groupe.

Parmi tous les résultats que nous avons obtenus ces dernières années, deux méritent d'être mentionnés car ils représentent un progrès significatif dans le domaine de la formation des étoiles de faible masse :

1- L’étude de la deutération dans les coeurs pré-stellaires et les protoétoiles

Notre groupe a fortement contribué à ce sujet par la découverte de plusieurs molécules multiplement deutérées avec une très forte abondance (formaldéhyde, méthanol, sulphide hydrogené, et les formes deutérées de la molécule H₃⁺...), et par l'étude systématique de l'abondance de ces molécules multiplement deutérées dans les protoétoiles et les coeurs pré-stellaires. En fait nos observations ont contribué à l'amélioration des modèles de chimie et donc à une meilleure compréhension des processus de deutération.

2- L'étude de la structure physique et chimique des sources de Classe 0

Notre groupe a publié les premiers articles qui ont montré que, comme les étoiles massives, les étoiles de faible masse possèdent une région interne chaude dans laquelle les manteaux des grains s'évaporent injectant dans la phase gazeuse un grand nombre de molécules. C'est ainsi que parmi les molécules détectées en direction de ces coeurs chauds on trouve des molécules oxygénées et azotées complexes comme l'acide formique, l'acétaldéhyde, le formiate de méthyle, le cyanure de méthyle, le propyne, etc… Nous avons aussi montré que toutes les Classes 0 possèdent un tel coeur chaud avec peut-être une exception pour celles qui ont les plus bas rapports de L_bol / L_mm. Donc toutes les protoétoiles qui donnent naissance à des étoiles de masse solaire sont passées par une phase dans laquelle une région de 100 AU autour de la proto-étoile est remplie de gaz et de poussière chaude (> 100 K) où des molécules organiques se forment. Nous avons à peine effleuré l'exploration de ce champ de recherche et beaucoup reste encore à comprendre sur ces régions chaudes autour des étoiles de faible masse et l’implication de leur présence dans la formation des disques proto-stellaires et des systèmes planétaires.

L’impact de notre travail est attesté par l’invitation régulière des membres de l’équipe WAGOS à des congrès internationaux (voir liste des publications), le dernier étant l’invitation au prochain IAU Symposium 231, "Astrochemistry throughout the Universe: Recent Successes and Current Challenges," qui aura lieu du 29 août au 2 septembre 2005 à Asilomar (Californie), pour une revue sur la chimie des protoétoiles de faible masse.

Figures : Distribution de CH₃CN (à gauche) et spectre de CD₃OH (à droite) en direction de la protoétoile IRAS16293-2422.

Publications et financement

Année	Financement (Euros)	Articles dans revues à comité de lecture (source ADS)	Articles (source ADS)
2001	6000	4	8
2002	6000	13	18
2003	7000	7	12
2004^*	6000	9	12
Total	25000	33	48

* Quatre articles, acceptés pour la publication à A&A ou ApJ, ne sont pas encore apparus sur le site ADS.

7. Réactivité des glaces interstellaires : Simulation en Laboratoire

Physique des Interactions Ioniques et Moléculaires, UMR 6633, Marseille

Premier thème : Réactivité thermique et photochimique dans les glaces interstellaires

(A. Allouche, J.P. Aycard, F. Borget, T. Chiavassa, A. Coupeaud, I. Couturier, F. Duvernay, Z. Guennoun, F. Marinelli, M. Monnier, N. Pietri, S. Raunier)

(Collaboration avec Louis d’hendecourt du laboratoire de l’IAS)

Le but de notre étude consiste à étudier à l’aide de la spectroscopie IRTF les processus d’adsorption et de réactivité des molécules des glaces interstellaires dans le but de fournir des données pouvant servir à l’interprétation des observations.

Nous nous sommes en particulier intéressés au processus de formation de l’isocyanate d’ammonium NH₄⁺OCN^- observé sur les spectres ISO (bande XCN à 2165 cm^-1). Nous avons montré que cette espèce résultait d’une réaction acido-basique à 10 K entre l’acide isocyanique (HNCO) et NH₃ ou NH₃ dans un environnement d’eau en excès. La position de la bande de OCN^- observée sur les spectres ISO à 4.62 m est alors très bien reproduite. Comme il est d’usage dans notre équipe, la modélisation au niveau quantique ab initio de ces réactions a été réalisée.

Nous avons montré aussi que HNCO pouvait se dégrader photochimiquement à λ>120 nm pour former non seulement NH₄⁺OCN^- mais aussi H₂CO (formaldéhyde), HCONH₂ (formamide) et NH₂CONH₂ (urée) dont les contributions reproduisent bien la bande observée à 1700 cm^-1 dans les spectres ISO d’objets protostellaires comme NGC7538IRS9 ou W33A. L’ensemble de ce travail a fait l’objet de la thèse de Sébastien Raunier. Dans la suite de notre étude nous chercherons à apporter des réponses sur la non détection de HNCO dans les grains, sur la proportion des différentes espèces produites au cours des réactions photochimiques et sur la nature des produits formés au cours de l’irradiation UV de l’urée.

Le rôle catalytique de la glace a pu être mis en évidence en étudiant la réaction d’isomérisation du cyanamide (NH₂CN) en carbodiimide (HNCNH). Cette réaction se produit au delà de 70K et les molécules d’eau de la glace participent au transfert de proton d’un atome d’azote à l’autre. La molécule de carbodiimide est une molécule prébiotique qui peut être considéré comme un agent capable de condenser entre eux les acides aminés pour former des peptides dans l’eau liquide. Cette étude fait partie actuellement de la thèse de Fabrice Duvernay.

D’autres molécules dérivées du cyanoacétylène (HCCCN), présentes dans l’atmosphère de Titan ont aussi été étudiées et nous avons pu montrer qu’elles pouvaient s’isomériser et être très réactives en présence notamment d’acétylène. Le dicyanoacétylène est plus particulièrement intéressant car il est susceptible, en s’adsorbant sur une surface de glace d’eau, de réorganiser cette dernière (des oxygènes libres de surface sont créés). Ce travail a fait l’objet de la thèse de Zohra Guennoun.

Deuxième thème : Caractérisation physique et expérimentale de la glace d’eau

(C. Martin, C. Manca, S. Coussan, P. Roubin)

(Collaboration avec Helen Fraser du Leiden Observatory)

Un travail de synthèse des expériences faites de caractérisation physique de la glace et de sa surface et d'étude comparative systématique de l'adsorption de plusieurs gaz - CO, N₂, Ar, Kr, CH₄ et CF₄ - a été réalisé et a conduit à la thèse de Carine Manca. L'originalité de ces expériences réside dans le couplage des diagnostics de spectroscopie infrarouge et de volumétrie isotherme permettant en particulier un suivi quantitatif, depuis la sub-monocouche jusqu'à la condensation du gaz adsorbé, des signaux infrarouges, à la fois de la glace, de sa surface et de la molécule adsorbée le cas échéant. La molécule CO s'est révélée une sonde de la surface de la glace grâce à l'existence de deux signaux distincts, l'un à 2154 cm^-1 spécifique à l'adsorption sur les liaisons OH pendantes et l'autre à 2139 cm^-1 possédant une contribution due à la multicouche. Ce signal nous a permis d'établir une différence entre la composition des sites de surface de la glace amorphe et celle de la glace cristalline, celle-ci possédant en proportion moindre de liaisons OH pendantes. La continuation de ce thème serait motivée par un rapprochement avec une problématique liée à la détection du CO condensé dans le milieu interstellaire.

Dans la suite, il est prévu d’étudier des propriétés de l’eau confinée dans des silicates dans un domaine de températures interstellaires (50-150K). Notre intérêt pour ce système provient d’une part de la présence d’eau et de poussières de silicates dans le milieu interstellaire et d’autre part de la mise en évidence récente de propriétés originales de l’eau adsorbée dans des matériaux poreux tels que les zéolithes et les MCM-41.

Troisième thème : Etudes par calculs quantiques de l’adsorption d’atomes ou molécules sur des surfaces de glace.

(A. Allouche, Y. Ferro)

(Collaboration avec Volker Kempter de l’Université de Clausthal (Allemagne)

Cette collaboration est partiellement soutenue par le programme européen COST Action D19 Chemical functionality specific to the nanometer scale, Working Group :D19/0005/01.

Le but est d’associer les calculs quantiques réalisés à Marseille aux expériences de spectroscopies UPS et MIES réalisées à Clausthal par V.KEMPTER et son équipe sur de la glace d’eau ou sur diverses glaces d’intérêt astrophysique.

Une première série de travaux a porté sur l’étude comparative de l’adsorption de sodium métallique sur de la glace d’eau, d’ammoniac et de méthanol. Le sodium possède un électron de valence peu lié à son noyau et qui subit donc une délocalisation/solvation qui dépend fortement du système de liaisons hydrogène qu’est capable de développer le substrat de glace. Nous avons donc observé des différences de réactivité considérable d’un substrat à l’autre.

L’excellent fonctionnement de la synergie expérience – théorie nous a ensuite permis d’étendre cette stratégie à l’étude d’un système d’un grand intérêt dans le domaine des molécules prébiotiques susceptibles d’être à l’origine de la vie dans le milieu interstellaire : le système acide formique – glace d’eau ou d’ammoniac..

8. Gaz Moléculaire dans les Galaxies

F. Combes, A-L. Melchior, P. Salomé N. Rodriguez-Fernandez, LERMA

Gaz moléculaire froid dans les cooling flows

Depuis longtemps, le destin du gaz se refroidissant dans les amas riches de galaxies était un mystère. Les observations en rayons X des satellites Chandra et XMM ont bouleversé notre vision des "cooling flows" dans les amas: le gaz ne se refroidit pas de façon régulière, continue et avec une symétrie sphérique, mais le flot de gaz alimente un trou noir au centre de la galaxie cD, qui lorsqu'il est en activité, réchauffe le gaz environnant, par ses jets de plasma et les ondes acoustiques engendrées. La structure au centre de l'amas est très complexe, avec des bulles, des cavités, des fronts froids, etc.. Pendant longtemps le gaz froid n'avait jamais été détecté, mais grâce à la sensibilité accrue de l'IRAM, au moins 23 galaxies à cooling flows ont pu être détectées en CO (Edge 2001, Salomé et Combes 2003). Pour la première fois, les observations au Plateau de Bure ont démontré que le gaz CO était associé à un cooling flow (Abell 1795, Salomé et Combes 2004a, Figure 2). D'autres amas montrent aussi des phénomènes semblables, comme RXJ0821+07 (Salomé et Combes 2004b).

Figure 2 : A gauche: Carte de l'émission intégrée dans la raie CO(2-1) dans l'amas de galaxies Abell 1795. A droite: Emission dans les raies Halpha+NII (en grisé). L'échelle est la même que pour la carte CO(2-1). Les contours montrent l'émission continue à 6cm des jets radio associés à 4C+26.42 (Van Breugel et al. 1984)

Le projet NUGA: "Nuclei of Galaxies", alimentation des noyaux actifs

Nous avons initié avec Santiago Garcia-Burillo le projet NUGA au Plateau de Bure, consistant à cartographier le composant moléculaire d'une vingtaine de galaxies actives de types variés, afin d'étudier les différents mécanismes d'alimentation des noyaux actifs. Ce projet, effectué par un consortium européen, est le premier qui atteint la résolution de la seconde d'arc ou mieux, avec une sensibilité inégalée. Plusieurs articles sont en cours, et il a permis de mettre en évidence des morphologies et phénomènes dynamiques variés, y compris l'absence de chute de gaz dans le noyau des galaxies, démontrant que l'alimentation des noyaux est intermittente (Garcia-Burillo et al 2003, Combes et al 2004, Figure 3).

Figure 2 : Echantillon de galaxies NUGA, les cartes CO(1-0) sont dans les colonnes de gauche, avec leurs zooms en CO(2-1) dans les colonnes de droite, pour (de haut en bas), NGC 7217, NGC 3718, NGC 4826, NGC 1961, NGC 2782, NGC 4579, NGC 6951 et NGC 3147 (Garcia-Burillo et al 2004)

Taux de supernovae: influence de la galaxie-hôte et extinction

Il est de grande importance de reconnaître les effets d'évolution et d'extinction sur le taux et la luminosité des supernovae en fonction du redshift, afin que les SNIa puissent être considérées comme des indicateurs de distance. Leurs propriétés pourraient varier parce que leurs galaxies-hôtes évoluent dans le temps. Une estimation des effets de la poussière a été simulée (Pennypacker et al 2004), et le taux de supernovae a été calibré en fonction de la luminosité des galaxies et du type (SNIa ou core-collapse) des supernovae (Melchior et al 2004).

R. Michard en collaboration avec un groupe de l'observatoire de Nice, a étudié en détails les couleurs des galaxies de type elliptique, et déterminé les rôles respectifs de l'extinction, de la métallicité et leurs gradients (Idiart et al 2002, 2003).

Dynamique et chimie du centre galactique

Les nuages du centre Galactique possèdent des particularités par rapport au reste des nuages dans la Galaxie, du fait de leur densité (les nuages doivent être plus denses pour subsister envers les forces de marée croissant vers le centre), sa riche chimie moléculaire, et du fait de leur température, plus élevée que celle de la poussière, suggérant des ondes de choc comme mécanisme de chauffage, la poussière ne pouvant pas chauffer le gaz comme il est habituel dans le reste de la Galaxie. Une étude spectroscopique avec ISO a permis de suivre les raies de structure fine et d’étudier l’ionisation et le chauffage des nuages du centre galactique. Rodriguez-Fernandez et Martin-Pintado (2004) et Goicoechea et al. (2004) ont montré que la radiation ionisante et la structure du milieu interstellaire dans les 300 pc centraux de la Galaxie sont similaires à ceux de certaines galaxies qui présentent un sursaut de formation d’étoiles comme IC342 ou NGC253. Rodriguez-Fernandez et al. (2004) ont montré que l’émission des espèces comme CII ou OI ainsi que les raies excitées du H₂ proviennent d’une région irradiée par radiation UV-lointain (PDR). Par contre seulement 20 % du gaz moléculaire chaud (150 K) tracé par les raies rotationnelles-pures du H₂ est chauffé par le rayonnement ultra-violet dans les PDR. L’origine des hautes températures du gaz et la chimie du centre de la Galaxie pourrait être lie à la dynamique à grande échelle de la Galaxie. Un modèle couplant dynamique et chimie dans le centre de la Galaxie est proposé, en comparaison aux cartographies détaillées de molécules à l'IRAM (Rodriguez-Fernandez et Combes 2004). Il a ainsi été possible de déterminer les conditions physiques du gaz dans les orbites alignées avec la barre de la galaxie, et de mettre en évidence des chocs aux bords du disque nucléaire.

Figure 3 : Diagramme Position-Vitesse du centre de la Galaxie: Les points et les barres d'erreur montrent les différentes composantes de vitesses observées en CS et SiO(2-1) avec le télescope de Kitt Peak, superposés sur le diagramme CO(1-0) de Bally et al (1988), d'après Rodriguez-Fernandez et al (2003).

9. Réactivité à basse énergie cinétique et à basse Température,

LPCM, UMR 5803 CNRS –Université Bordeaux 1, 33405 Talence Cedex

Michel Costes, DR responsable projet

Christian Naulin, PR, Wolf D. Geppert, post-doc, Nicolas Daugey, IR, Astrid Bergeat, MC, Philippe Caubet, MC, Gérard Dorthe, DR

1. Réactivité à basse énergie cinétique.

Au cours des années 1999-2000, nous avions réalisé l’étude en faisceaux moléculaires croisés des réactions du carbone atomique avec les hydrocarbures insaturés (C₂H₂, C₂H₄, C₃H₄). La détermination des sections efficaces intégrales de réaction jusqu’aux très basses énergies de translation relative caractéristiques du milieu interstellaire (E_T = 0.4 kJ mol^–1 équivalent à une température T = 30 K) avait permis de démontrer que les voies réactionnelles conduisant à l’accrétion du carbone avec éjection d’un atome d’hydrogène : C(³P_J) + C_xH_y ® C_x+1H_y–1 + H, étaient des processus sans barrière.

Nous avons déterminé par la suite la section efficace intégrale de la réaction: C(³P_J) + O₂ considérée comme responsable de la concentration immesurable de l’oxygène moléculaire dans le milieu interstellaire. Nous avons montré que le chemin réactionnel principal conduisant aux produits excités CO(X¹å⁺) + O(¹D₂) était bien sans barrière. Enfin nous avons réalisé une étude conjointe faisceaux croisés – CRESU de la réaction entre le bore atomique et l’acétylène : B(²P_J) + C₂D₂ ® C₂BD + D à Bordeaux et B(²P_J) + C₂H₂ à Rennes. La section efficace intégrale croît lorsque E_T décroît entre 9.4 et 1 kJ mol^–1 avec une dépendance abrupte σ µ (E_T)^–0.97puis présente un fléchissement de pente entre 1 et 0.35 kJ mol^–1 alors que le coefficient de vitesse passe par un maximum vers T = 70 K dans l’intervalle 300 – 23 K. Ces résultats sont interprétés par la présence d’une très faible barrière (0.18 kJ mol^–1) située dans la voie d’approche des réactifs.

Le laser OPO (financé par PCMI en 2000-2001 et installé en février 2002) nous permet de gagner un facteur 4 en résolution par rapport au laser à colorant utilisé dans les études précédentes en détection du produit H(²S_1/2) par fluorescence induite par laser sur la transition Lyman-a. à 121.6 nm. Nous pouvons ainsi réaliser l’objectif principal du contrat qui est d’obtenir les sections efficaces différentielles de la réaction C(³P_J) + C₂H₂(X¹S_g⁺) ® l-cC₃H + H(²S_1/2) par spectroscopie Doppler de l’atome H. La distribution des énergies de recul récemment déterminée à E_T = 0.8 kJ mol^–1 montre que le processus réactionnel a une exothermicité DH°₀ » – 14 kJ mol^–1. Ce résultat appelle plusieurs commentaires : (i) cette valeur est supérieure à celle des calculs ab initio (R.I. Kaiser et al., 1997, J. Chem. Phys., 106, 1729) qui donnent DH°₀ = – 8.6 kJ mol^–1 pour la production du chemin le plus exoénergétique conduisant à la forme cyclique c-C₃H(X²B₂) (DH°₀= – 1.5 kJ mol^–1 pour la voie linéaire l-C₃H(X²P)) ; (ii) la voie cyclique est forcément produite à basse énergie en contradiction avec de récents calculs quantiques de dynamique (D.C. Clary et al., 2002, J. Phys. Chem., 106, 5541).

2. Réactivité à basse température

Une expérience CRESU conçue pour fonctionner avec des tuyères de Laval plus courtes et un débit massique bien moindre que l’appareillage de Rennes a été mise en service fin 2003. Les valeurs des coefficients de vitesse des réactions du radical CH avec O₂ et CH₄ sont en parfait accord avec celles déjà obtenues à Rennes et permettent ainsi de valider cette nouvelle expérience. Nous avons également obtenu les coefficients de vitesse non précédemment connus des réactions de CH avec C₃H₆ et C₃H₄ (allène et propène) dont les valeurs sont proches de 4 ´ 10^–10 cm³ molécule^–1 s^–1 entre 74 et 164 K.

10. SPECTROSCOPIE D' HYDRURES et D'HALOGENURES METALLIQUES en PHASE VAPEUR .

Responsable du projet : Patrick Crozet, Tél : 04 72 44 85 63, E-mail : crozet@lasim.univ-lyon1.fr

LASIM (Laboratoire de Spectrométrie ionique et Moléculaire), U.M.R 5579 (CNRS & Université Lyon I)

La spectrométrie par transformation de Fourier (STF) dans les domaines de l'infrarouge proche et du visible fournit une cartographie globale des niveaux d’énergie de vibration-rotation d'une espèce moléculaire (précision ~ 30 MHz, domaine spectral : quelques centaines de THz). Notre but est de fournir des fenêtres de détection d'espèces métalliques observées – ou prédites – dans différents objets astrophysiques : enveloppes stellaires (IRC +10216, CRL2688), nuages moléculaires (Cf détection de FeO vers SgrB2).

En nous appuyant sur une nouvelle expérience de spectroscopie laser intracavité, lançée dans notre groupe en 2002, nous avons proposé en 2004 au PCMI une étude ciblée sur les hydrures et halogénures métalliques. Il s'agit d'analyser par STF haute résolution, la fluorescence induite par laser (FIL) de ces composés. La molécule-test choisie est NiH, détectée dans les taches solaires. Cette molécule absorbe électroniquement dans la zone 570-610 nm, compatible avec les colorants à forte émission laser. La source moléculaire, de type 'cathode creuse', produira les MH neutres en phase vapeur, et sera placée dans un cavité optique résonante (voir figure). La fonction de ce dispositif est d'amplifier (facteur ³20) le flux du laser à colorant accordable, afin de compenser le faible coefficient d'absorption dans le visible de NiH.

En mars 2004, un étudiant du DEA de LYON I, nous a rejoint pour travailler sur l'asservissement de cette cavité. Des premiers résultats expérimentaux, concernant la faisabilité du couplage molécule-cavité-STF, ont donné lieu a une présentation aux Journées de Spectroscopie Moléculaire¹. Courant 2004, nous avons testé la compatibilié d'une source à cathode creuse avec notre interféromètre à TF, en collaboration avec Michel Vervloet, du Laboratoire de Photophysique Moléculaire. Ce type de source s'est révélé assez stable pour l'enregistrement haute résolution. Ces tests avec la source du LPPM nous ont aussi orienté vers la conception d'une source à cathode creuse spécifique, miniaturisée pour l'insertion intracavité, et dédiée à la production de composés métalliques en phase vapeur. La mécanique a été réalisée au laboratoire (LASIM) et le financement reçu du PCMI (3k€) a permis l'acquisition d'une alimentation stabilisée. La période de mise au point –tests électriques sous vide, production de Nickel atomique –vient de s'achever, et les premiers spectres de fluorescence laser sur NiH devraient être enregistrés d'ici fin 2004 avec R.Vallon, dans le cadre d'une thèse de doctorat.

Référence : ¹ "Fluorescence Laser Intracavité (ICLIF) analysée par Spectrométrie de Fourier"

Journées de Spectroscopie Moléculaire, Dunkerque, France (juin 2004),

P. CROZET, R. VALLON et A. J. ROSS.

11. Base de données sur les excitations ro-vibrationnelles :

BASECOL

M.L. Dubernet (LERMA, Obs. de Paris), B. Debray (LAOG), A. Grosjean (Obs. de Besançon) et E. Roueff (LUTH, Observatoire de Paris)

Participation indirecte : A. Faure et P. Valiron (Obs. de Grenoble), D. Flower (Durham), J. Cernicharo (DAMIR, Madrid), T. Stoecklin (Univ. De Bordeaux), F. Daniel, N. Feautrier, A. Spielfiedel (LERMA, Obs. Paris)

Les missions HERSCHEL et ALMA vont nécessiter des taux d’excitation ro-vibrationnelle collisionnelle de bonne qualité. Il existe un certain nombre de données dispersées sur quelques sites ou dans des papiers. Dans la plupart des cas, la chaîne de traçabilité des données n’est pas indiquée clairement ou n’existe pas. Or les précisions des futures observations vont imposer de connaître cette chaîne de traçabilité, à défaut d’avoir une excellente précision dans les données. Des calculs sont évidemment en cours dans nos groupes et dans d’autres groupes, afin d’obtenir les meilleures précisions possibles parmi les systèmes les plus importants, comme par exemple H2O-H2 ; mais le manpower ne couvrira pas tous les besoins pour ces missions. Aussi est-il nécessaire d’établir une base de données référencées, qui sera améliorée au fur et à mesure des résultats. De plus un groupement (données-traçabilité) permettra une transition vers la mise à disposition des données dans les Observatoires Virtuels.

Le site http ://basecol.obs-besançon.fr a été créé par ML. Dubernet en Mars 2002. Il contient des liens vers des données et une base bibliographique de 553 références, que l’on peut interroger via une interface WEB. Il est possible de contraindre la recherche en imposant des choix qui correspondent à différents critères. Afin que ces choix puissent être faits, tous les papiers ont été lus et tous les articles indexés par des mots clés. Il est prévu la possibilité de mise à jour automatique de la base par les auteurs qui ont des articles, via une interface WEB.

En 2004 le site a été refait grâce à un stagiaire. Il a créé une interface plus conviviale et la partie sur les données numériques a été rajoutée : mise à disposition des constantes de vitesse d’excitation rotationnelles, et ro-vibrationnelles, fiches techniques sur les données procurant le maximum d’informations utiles sur la chaîne des erreurs, fits de certaines constantes de vitesse, niveaux d’énergie des molécules. Le site est extrêmement facile à maintenir grâce à une interface Administration. La base est évolutive dans sa composition, contenu et présentation graphique. Un groupe international s’est constitué afin de contribuer au site.

Introduction des bases de Physique Atomique et Moléculaire dans les Observatoires Virtuels

M.L. Dubernet (LERMA, Obs. de Paris), E. Roueff (LUTH, Obs. de Paris) et B. Debray (Obs. de Besançon)

Un atelier, réunissant physiciens et astrophysiciens a été organisé, afin de faire un bilan des besoins en données de physique atomique et moléculaire et afin de présenter les Observatoires Virtuels. Le résumé et les transparents sont disponibles sur le site de l’atelier [1]. Les nouvelles sur l’évolution du projet sont disponibles sur [2].

Résumé des discussions

- la nécessité de définir exactement les besoins afin de pouvoir effectuer les calculs ou les expériences, nécessaires pour les diverses modélisations ou interprétation de spectres. Cela implique d’aller plus loin que l’énumération des systèmes et des processus, il faut définir les zones de température, les transitions intéressantes, l’erreur tolérée par les modèles, etc... En effet les moyens utilisés ainsi que le temps nécessaire pour obtenir des résultats, varient suivant les conditions d’étude des processus pour chaque espèce.

- les observateurs/modélisateurs utilisent des données provenant de sources très diverses : bases de données dédiées, compilations personnelles pour palier à l’absence de données. La confiance dans la qualité des données provenant de certaines bases est parfois limitée. La chaîne des erreurs n’est pas toujours connue.

- il semble clair qu’il serait utile de pouvoir réunir sur un seul portail toutes les données utiles pour telle ou telle application, et en particulier autour de la préparation de missions d’observation spatiale ou au sol. Cela nécessite une unification des données et un recueil de la chaîne des erreurs ; ainsi tous les modèles pourraient utiliser des données identiques. Ce travail est assez lourd car de nombreux domaines de l’astrophysique sont concernés, mais il devrait pouvoir s’organiser dans les différentes disciplines (MIS, Solaire, Stellaire, Planétaire) et/ou pour la préparation/exploitation scientifique des missions d’observations (voir le travail mis en ligne au NIST pour la préparation de XMM-Chandra).

- si de telles actions commencent dans une discipline/instrument au niveau national ou international, il serait nécessaire d’en informer les autres communautés afin d’éviter la duplication des efforts.

- pour les bases de physique ou les modèles dans les Observatoires Virtuels, la problématique est dans une phase de prospective, en particulier pour les modèles. Pour les bases de Physique, nous nous sommes engagés dans la définition des UCD pour la physique atomique et moléculaire.

Suivi du projet :

Il y a un suivi du projet à travers la participation à la définition des standards d’échange pour les données moléculaires dans le groupe de travail UCD de l’IVOA (http ://www.ivoa.net), la participation au conseil scientifique de OV-France, la présentation du projet à diverses manifestations [3-9], l’organisation du Forum Bases, Traitements de données et Observatoires Virtuels de l’Observatoire de Paris (voir site WEB [7]) et la participation à un PPF Observatoire Virtuel pour le prochain quadriennal de l’Observatoire de Paris.

12. Observations des disques proto-planétaires

Responsable : A.Dutrey (LA3B)

Participants : S.Guilloteau (L3AB), V.Pietu (LAOG), E.Roueff (LUTH), G.Pineau des Forets, E.Dartois (IAS), P.Hily-Blant (LERMA / IAS)

Les disques protoplanétaires orbitant autour des étoiles TTauri, étoiles de faibles masses (0.5 à 2 masses solaires) âgées de quelques millions d'années sont les résidus du cœur dense moléculaire qui a permis de former la jeune étoile centrale. C'est vraisemblablement dans ces disques, qui sont essentiellement constitués de H₂, que se forment les planètes. Ainsi, comprendre la physico-chimie en phase gazeuse et solide de ce milieu permettra d'améliorer significativement la détermination des conditions initiales nécessaires pour la formation des systèmes planétaires et apportera de nouvelles contraintes aux modèles.

Ces dernières années nous avons d'abord améliore la méthode d'analyse des cartes interférométriques du Plateau de Bure à partir de l'analyse multi-isotopes, multi-transitions de CO effectuée dans DM Tau. La méthode mise au point a permis de prouver l'existence du gradient de température vertical dans les disques externes de TTauri. A environ 2-3 échelles de hauteur (définie comme la surface CO) et a la distance radiale de 100 UA de l'étoile, la température cinétique est de l'ordre de 30 K, tandis qu'autour du plan du disque cette température chute a 12 K, environ. Ces observations révèlent encore que les rayons mesurés en 12CO sont significativement plus grands que ceux observés en 13CO, en accord avec de la photodissociation sélective de CO et de ses isotopes en présence du champ de rayonnement UV de l'étoile centrale.

Cote observations, nous avons augmenté i) le nombre de molécules cartographiées dans DM Tau ainsi que ii) l'échantillon d'étoiles observées en CO en cartographiant des étoiles jeunes dont les masses vont jusqu'a 2.5 masses solaires (Herbig Ae). Les molécules détectées dans le disque externe orbitant autour de ces deux types d'étoiles sont les mêmes, elles sont limitées aujourd'hui aux molécules les plus abondantes observées dans les nuages froids. L'analyse de ces données a constitué le coeur de la thèse de Vincent Pietu (décembre 2004). Elle a déjà donné lieu à 2 papiers portant sur l'analyse CO d'étoile de Herbig Ae: HD34282 (Pietu et al., 2003) et AB Auriga (Pietu et al., 2004, soumis). Ces résultats ainsi que les résultats obtenus sur les autres sources observées en CO (papier en cours d'écriture) confirment l'existence et l'amplitude du gradient de température vertical dans les disques de TTauri, avec des valeurs assez similaires a celle obtenues sur DM Tau mais ils montrent aussi que ce gradient existe dans les disques de Herbig Ae avec une amplitude supérieure, typiquement la surface CO est a 60-100 K, alors que près du plan du disque la température cinétique est de l'ordre de 40-30 K. Les étoiles de Herbig Ae sont significativement plus chaudes que les TTauri avec des températures effectives allant jusqu'a 10000 K, le chauffage du disque par l'étoile centrale est donc plus efficace. Un effet secondaire important, observé dans AB Auriga, est le fait que l'abondance de CO, estimée par référence à la masse de poussière (et en supposant un rapport gaz sur poussières de 100), est similaire à celles rencontrées dans TMC1 et les nuages du Taureau. En effet, on n'observe pas de sous-abondance comme dans les disques de TTauri; la température des disques de Herbig Ae étant partout supérieure à la température de sublimation de CO (17K). Dans toutes les sources observées simultanément en ¹²CO et en ¹³CO, nous mesurons un rayon externe en ¹³CO significativement plus petit qu'en ¹²CO (la statistique du bruit montre qu'il ne s'agit pas d'un biais de sensibilité).

Concernant les observations de molécules autres que CO, les principales raies cartographiées au PdBI sont: HCN 1-0, CN 2-1, H₂CO 3₁₃-2₁₂, C₂H 1-0 et HCO⁺ 1-0. Nous avons dans un premier temps analysé ces données en supposant l'ETL (Pietu et al., 2005, en préparation). Les résultats obtenus sur les paramètres géométriques et cinématiques des disques analyses font d'abord apparaître une grande cohérence des résultats et des erreurs (écarts à 1-2 sigma) montrant que nos barres d'erreurs sont statistiques. Par contre la comparaison des résultats sur la mesure de température cinétique montrent que certaines des transitions observées ne sont pas thermalisées, ainsi qu'on l'attendait. L'analyse de ces cartes a nécessité l'écriture d'un code de transfert radiatif non-ETL qui prenne en compte la géométrie et la cinématique des disques (thèse V.Pietu).

Finalement, nous avons aussi entrepris un début d'analyse de la chimie en utilisant le code de PDR de J.Le Bourlot, en collaboration avec G.Pineau des Forets, E.Roueff et P.Hily-Blant. Dans un premier temps, nous nous sommes intéressés à la photodissociation de CO. Un premier résultat important montre que la photodissociation sélective de CO est un processus dont l'efficacité croit avec la taille des grains. En effet, dans les disques proto-planétaires, les observations montrent que les grains sont déjà significativement plus gros que dans le milieu interstellaire. Ce résultat, très prometteur, permettrait d'expliquer les différentes tailles de disques mesurées pour ¹²CO et ¹³CO et sera publié rapidement (papier en cours, Hily-Blant et al, 2005).

Finalement, les résultats obtenus ces 4 dernières années nous ont permis de mettre au point notre méthode d'analyse des données interférométriques et d'affiner notre stratégie d'analyse pas à pas pour séparer les processus physico-chimiques.

Nous avons aujourd'hui l'essentiel des outils pour retirer toute la ``substantifique moelle'' des observations du PdBI et se préparer ainsi à ALMA. Ce sujet est en pleine émergence au niveau international et la compétition avec des groupes étrangers structures (et riches), comme celui de Leiden, devient de plus en difficile. Nous avons démarré une collaboration avec le Max-Planck de Heidelberg et son directeur (Th.Henning) sur la chimie des disques.

Dans les prochaines années, nous nous attellerons à coupler plus quantitativement l'aspect chimique à l'aspect observationnel, en priorité nous intéresserons à l'étude des processus de photodissociation à la surface et aux bords des disques (un sujet de thèse à venir).

Nous avons montre que les processus de photodissociation sont (au moins) couplés à la taille des grains: une voie a suivre sera donc de s'intéresser plus directement aux propriétés observées des grains dans les disques et à leur modélisations. Ce travail a déjà commencé en collaboration avec B.Lopez et l'analyse des données MIDI (et a donné lieu en partie à la thèse de G.Niccolini qui a développe un code de transfert radiatif dans la poussière adapté à la géométrie et aux opacités rencontrées dans les disques). Un nouveau sujet de thèse est en cours qui portera plus directement sur la modélisation d'observations résolues de disques de poussières du millimétrique à l'optique.

La bande des Silicates a été observée par MIDI dans nombres de disques internes entourant des étoiles de Herbig Ae (Leinert et al. 2004). Sa minéralogie nous renseigne sur l'état d'évolution et la physico-chimie des 10-20 UA centrales, se prépare à analyser ces observations des qu'elles auront atteint le volume nécessaire à des analyses quantitatives est donc important.

Finalement, il est aussi important de ne pas oublier que 80 % de la masse de ces disques est constituée de H₂. Dans un avenir très proche, VISIR nous permettra de sonder directement la composant tiède du disque gazeux. De la même façon, il est aussi important de mentionner ici l'importances des observations de PAHs à la surface des disques qui seront obtenus par VISIR et qui nous renseignent sur la structure physico-chimique de la surface des disques.

Seule une approche multi-longueur d'onde permettra de déterminer les processus physico-chimiques régnant dans ces disques du bord externe (à quelques 400-500 UA) au bord interne situé à 0.1-0.5 UA et de déterminer au mieux les conditions initiales à la formation des planètes. Pour cela, il faut encore comparer les connaissances que nous obtenons sur les disques à celles que nous avons sur l'origine de notre propre Système Solaire. Ceci réclame un travail de synthèse important à réaliser en collaboration avec les planétologues (e.g. irradiation, composition, chimie et rôle turbulence dans la Nébuleuse Primitive...).

Comprendre la formation planétaire nécessite donc de coordonner l'utilisation de télescopes, d'expériences de laboratoire et de codes très différents les uns des autres et émargeant à divers programmes nationaux comme PNP, PNPS et PCMI. Pour rester compétitif dans le contexte mondial, ce sujet à l'interface réclame dans les prochaines années une bonne coordination des différentes approches au sein des programmes nationaux concernés.

13. LABORATOIRE d’ETUDE THEORIQUE des MILIEUX EXTREMES

G. Berthier, C. Dimur, P. Cassam-Chenaï , Y. Ellinger, J. Langlet, F. Pauzat, D. Talbi

G.S. Chandler (Prof. Invité UWA Australie), P. Reinhardt (Détachement Paris VI)

Les études réalisées par le LETMEX dans le cadre du PN-PCMI ont pour objectif de servir de support aux modélisations chimiques, d’aider à l’interprétation des travaux de laboratoire en cours et de proposer de nouvelles expériences ou observations spatiales.

Objectif spectroscopie :

Spectres IR d’isotopomères de l’acide formique neutre et ionisé.

Ce travail a été réalisé en collaboration avec l’Observatoire de Meudon et l’Institut de Physique et Chimie Théorique de l’Université de Berlin, qui ont réalisé des mesures de spectroscopie photo électronique (SPE) d’isotopomères de l’acide formique neutre et ionisé, composé qui pourrait jouer un rôle crucial dans la chimie prébiotique. Nos calculs ont permis l’attribution des bandes et l’interprétation des spectres des espèces HCOOH, DCOOH, HCOOD et DCOOD, ainsi que des ions correspondants (Leach et al. 2003)

Spectres IR et rotationnels des dérivés protonés des dioxydes de carbone : (OC_nO)H⁺.

Parallèlement, nous avons considéré la possibilité de détection radio des molécules de la série (OC_nO)H⁺ en tant que traceurs des dioxydes correspondants difficilement observables. Les constantes rotationnelles ont été obtenues avec une barre d’erreur estimée à 0.2% (Cheikh et al. 2003).

Spectres IR et rotationnels de dérivés phosphorés simples d’intérêt pré-biotique.

De tous les isomères possibles de formule générale [C H O P] et [C H S P], HPCO et HPCS sont les plus stables. Les spectres rotationnels et infrarouges ont été calculés, ces derniers permettant d’attribuer avec certitude des raies observées en matrice de gaz rare (Dimur et al. 2001).

Spectres IR de PAH à 3.3 µm

L’identification des bandes d’émissions UIR dans le cadre de l’hypothèse PAH peut être considéré comme un ”fil rouge” de notre activité dans le domaine spectroscopique ; il occupe une large part du temps humain et informatique du laboratoire.

Après l’étude systématique des hypothèses dites des “bandes chaudes“ et des “groupes latéraux“, nous avons complété le travail en montrant l’effet de la “surhydrogénation“ dans laquelle les liaisons périphériques des PAH sont saturées par des hydrogènes. (Pauzat & Ellinger 2001). L’effet de l’irrégularité du squelette aromatique apporté par des cycles à 4, 5 et 7 chaînons a également été étudié (Pauzat & Ellinger 2002). Enfin, un dernier type d’études a été réalisé en considérant la formation possible de composés PAH-Métal. Le spectre théorique montre la quasi impossibilité de distinguer entre un PAH ionisé et le même PAH complexé par l’ion positif (Cassam-Chenaï 2002).

Objectif interface solide-gaz:

Collage de l’hydrogène moléculaire sur les PAH.

Un travail, réalisé en collaboration avec l’Université de Genève, sur une série de PAH allant du benzène à l’ovalène et simulant le graphite par un traitement à 2 couches a montré que l’énergie de collage est pratiquement insensible à la taille du PAH et tend rapidement vers celle du graphite quand la taille de l’aromatique augmente (Tran et al. 2002).

Régulation du dioxyde de carbone dans le milieu interstellaire.

Plusieurs réactions ont été étudiées dans ce cadre aussi bien en phase gazeuse qu’à l’interface solide-gaz. Nous avons montré que les deux réactions de destruction

CO₂ + H₂ ® CO + H₂O

CO₂ + H ® CO + OH

ont des barrières d’activation importantes. Les constantes de vitesse associées s’avèrent être bien trop faibles pour que ces processus aient une quelconque influence sur l’abondance de CO₂ gazeux. (Talbi & Herbst 2002). Par ailleurs nous avons mis en évidence que la réaction

CO + O ® CO₂

possède une barrière d’activation importante dans les conditions de la phase gazeuse, barrière qui n’est pas abaissée lorsque le processus a lieu en présence de molécules d’eau (Talbi & Chandler 2004).

Objectif réactivité en phase gazeuse :

Autour de C₃H₂.

L’étude théorique de la réaction de recombinaison dissociative

C₃H₃⁺ + e^- ® C₃H₂ + H

a été réalisée en collaboration avec l’équipe d’astrochimie expérimentale de Rennes.

De ce travail nous pouvons tirer un certain nombre de conclusions. Dans les nuages denses où la température est basse, les deux isomères c-C₃H₃⁺ et l-C₃H₃⁺ sont dans leur état vibrationnel fondamental et l’isomère cyclique se recombine plus rapidement que l’isomère linéaire. En revanche, dans le cas des nuages diffus où la température est plus élevée on peut considérer que l-C₃H₃⁺ peut être vibrationnellement excité. De ce fait, son taux de recombinaison dissociative va augmenter, conduisant à un rapport d’abondance c-C₃H₂ / l-C₃H₂ moins important dans les nuages diffus que dans les nuages denses en raison d’une plus grande production de l-C₃H₂. Cette déduction est en total accord avec les observations astrophysiques (Talbi et al. 2002).

Nous avons également mis en évidence que la réaction de fractionnement isotopique

c-C₃H₂⁺ + HD ® c-C₃HD⁺ + H₂

qui précède la recombinaison dissociative possède une constante de vitesse de l’ordre de 10^-7 exp (-4030) à 10K, bien trop faible pour que cet échange isotopique puisse se faire dans les nuages interstellaires denses (Talbi & Herbst 2001).

Autour de HCN et HNC.

Dans le cadre de l’étude systématique que nous menons au laboratoire sur les nitriles interstellaires, nous avons étudié les recombinaisons dissociatives

HCN⁺ + e^- ® H + CN

HNC⁺ + e^- ® H + CN

en collaboration étroite avec B. Mitchell de l’équipe d’astrochimie expérimentale de Rennes.

De ce travail nous pouvons conclure que, dans le cas où les ions sont dans leur état vibro-électronique fondamental (cas du milieu interstellaire et de l’expérience de Mitchell et al.), la recombinaison de HCN⁺ est plus rapide que celle de HNC⁺. Ce travail en collaboration est un exemple réussi de complémentarité des approches théoriques et expérimentales au sein de PCMI (Talbi et al. 2000).

Parallèlement, nous avons montré que l’hypothèse de la formation d’adénine, C₅H₅N_5,à partir de HCN dans la phase gazeuse interstellaire n’est pas recevable (Smith et al. 2001). C’est un autre exemple illustrant le rôle que peuvent jouer les théoriciens dans la construction des modèles de chimie interstellaire.

Investissement théorique

Dans le cadre de ce travail, nous avons mis en oeuvre les méthodes les plus élaborées de la Chimie Quantique et développé de nouvelles stratégies. L’aspect “nouvelles méthodes et nouvelles stratégies“ est une nécessité impérative pour aborder les problèmes d’intérêt astrophysique dont un traitement fiable ne saurait être effectué avec les outils théoriques actuellement disponibles. C’est un investissement comparable à la construction d’une expérience, dont les applications iront bien au-delà du milieu interstellaire.

Le projet piloté par Patrick Cassam-Chenaï, ”Développement de méthodes et d’un logiciel orienté objet pour la prédiction des spectres moléculaires électroniques et ro-vibrationnels”, s’inscrit naturellement dans le cadre PCMI. Il est bon de souligner ici que, à côté des applications spatiales, les applications potentielles aux phases gazeuses atmosphériques terrestres et planétaires sont parmi les préoccupations majeures énoncées dans les travaux de prospective de l’INSU.

Un premier travail théorique a été réalisé (Cassam-Chenaï & Liévin 2003a) suivi d’une première application au méthane et à ses isomères deutérés. Un avantage décisif de cette nouvelle méthode est de pouvoir calculer le spectre à chaque température, contrairement aux méthodes largement utilisées qui le déduisent du spectre à température ambiante (Cassam-Chenaï & Liévin 2003b).

Un autre investissement théorique concerne le traitement des processus à la surface des glaces. Une méthode reposant sur des potentiels effectifs extraits de calculs de haute précision sur de petits systèmes est en cours de développement au laboratoire en vue d’applications aux glaces désordonnées des manteaux des grains (Langlet et al. 2003).

14. Structure à petite échelle des nuages moléculaires

Edith Falgarone, (DR CNRS), Pierre Hily-blant, (thésitif, soutenance Octobre 2004), François Levrier, (thésitif, soutenance Décembre 2004), Jérome Pety, (Astronome-adjoint, IRAM-Grenoble)

Collaborations principales: T.G. Phillips (Caltech, USA), G. Pineau des Forêts, F. Boulanger, L. Verstraete & M.A. Miville-Deschênes (IAS, Orsay), F. Viallefond (LERMA)

La motivation des travaux de l'équipe est la suivante: découvrir les précurseurs, dans le milieu diffus, des structures massives de gaz très dense dans lesquelles se forment les étoiles. Nous proposons depuis plusieurs années que les germes de cette structuration sont portés par la turbulence, et plus précisément par ses processus dissipatifs, intermittents dans l'espace et le temps. Dans la turbulence supersonique comme l'est celle du milieu interstellaire, et en présence d'un couplage modéré au champ magnétique, on s'attend à ce que ces structures soient des chocs magnétohydrodynamiques (MHD). Elles peuvent être également des régions d'intense vorticité qui apparaissent dans la turbulence subsonique sous forme de filaments de vorticité intense. Ces dernières années, nous avons montré l'existence de structures filamentaires longues et fines, certaines denses mais cependant ténues (c'est-à-dire de faible masse linéique), connectées à des coeurs denses, canalisant le gaz qui s'écoule sur le coeur, d'autres beaucoup plus diluées et fines, probablement tressées entre elles pour en former de plus grosses. Elles sont toutes non auto-gravitantes, et nous avons quelques indices suggérant qu'elles sont confinées par du champ magnétique hélicoidal. Dans une étape encore plus précoce, les filaments de forte vorticité bordés de minces couches de gaz chaud dans les régions externes de fort cisaillement seraient les porteurs des signatures chimiques et radiatives observées, incompatibles avec les propriétés moyennes du milieu.

Le passé: quelques résultats marquants

Observations en millimétrique, submillimétrique et IR moyen :

Des années d'observations conduites sur différents instruments (IRAM-30m, IRAM-PdB, CSO, DRAO, ISO-SWS) révèlent non pas un type de structures à petite échelle dans les nuages moléculaires mais un foisonnement de structures, en général filamentaires (donc à la fois à petite échelle par leur épaisseur et à grande échelle par leur longueur), en apparence différentes les unes des autres, comme on va le voir, mais probablement (et cela reste encore à démontrer) liées les unes aux autres par une évolution que l'on peut qualifier de complexe, qui fait intervenir et le champ magnétique et la chimie et le refroidissement radiatif. Ce sont donc, suivant les observations et les champs d'investigation:

- de pures structures en vitesse

Nous avons mis en évidence des structures d'un type nouveau puisque ce sont de pures structures en vitesse dans des nuages moléculaires turbulents et encore diffus (Pety & Falgarone 2003). Ce sont l'ensemble des positions où le cisaillement du champ de vitesse est extrême et s'écarte d'une statistique gaussienne. Ces structures sont fines (épaisseur 0.05 pc), clairement allongées et sont associées à du gaz optiquement mince dans la raie ¹²CO(1-0), c'est-à-dire du gaz plus chaud et plus dilué que le gaz caractéristique des nuages moléculaires. Elles ont enfin la propriété remarquable d'être préférentiellement alignées avec la direction du champ magnétique environnant sur le plan du ciel (thèse de Pierre Hily-Blant et Hily-Blant, Falgarone & Pety, en préparation).

- des structures à l'echelle du milliparsec

Une mosaique de 13 champs réalisée avec l'interféromètre du Plateau de Bure a permis de détecter sur de telles structures des filaments encore plus étroits (épaisseur 0.003 pc) visibles en ¹²CO(1-0), prouvant l'existence de sous-structures à des échelles proches de celles de la dissipation de la turbulence. Le grand cisaillement de vitesse (plus de cent fois la valeur caractéristique des nuages moléculaires) observé entre deux de ces filaments, enchevêtrés le long d'une direction commune suggère une dynamique exceptionnelle (Falgarone & Pety, soumis).

- des structures confinées par un champ magnétique hélicoidal.

L'analyse du champ de vitesse d'un long filament de matière, dense cette fois, mais très ténu (sa densité de colonne est une centaine de fois plus faible que les filaments massifs auto-gravitants reliant les coeurs pre-stellaires dans les régions de formation d'étoiles) et connecté à un coeur dense peu massif probablement encore en formation (au vu de l'écoulement de gaz mesuré sur ce coeur) révèle ce qui peut être interprété comme une instabilité se développant dans un filament confiné par un champ magnétique hélicoidal (Falgarone, Pety & Phillips 2001). La densité centrale de ce filament et son bord très raide confirment cette interprétation en particulier la nécessité d'un processus de confinement (ici la composante toroidale du champ magnétique) pour ce gaz dense, non auto-gravitant. (thèse de P. Hily-Blant, et Hily-Blant, Falgarone, Phillips en préparation).

- des poches de gaz chaud dans le gaz froid

Il est de plus apparu que le gaz diffus froid porte la signature de poches de gaz beaucoup plus chaud qui ne constituent que quelques pourcents de sa masse. Ces signatures sont des raies de rotation pure de la molécule H₂, impossibles à exciter dans du gaz froid. Les raies détectées avec le spectromètre ISO-SWS révèlent du gaz à 300 K distribué dans le plan de la Galaxie comme le gaz diffus et non pas comme les nuages moléculaires géants (Falgarone, Verstraete et al., A&A accepté). C'est aussi de l'émission très faible de la molécule HCO⁺ dans sa transition de rotation la plus basse qui implique des abondances trop élevées dans le gaz froid pour être le fruit d'une chimie stationnaire. Nous avons montré que ces abondances sont compatibles avec une évolution thermique et chimique hors-équilibre, déclenchée par de brefs (quelques centaines d'années) sursauts de dissipation de la turbulence supersonique (Falgarone, Pineau Des Forêts, Hily-Blant, Schilke, soumis).

L'ensemble des résultats concernant l'existence dans le milieu diffus froid d'une très faible fraction de gaz chaud (donc détectable) a conduit à la conception d'un satellite entièrement dédié à la détection des 4 premières transitions de rotation pure de H₂ pour tracer l'existence de grandes masses de gaz moléculaire froid dans les galaxies. Ce projet (H2X, PIs: Falgarone, Boulanger) soumis au CNES en collaboration avec la NASA/JPL, fait partie des projets sélectionnés par le groupe astrophysique dans le cadre de la dernière prospective du CNES.

Approche statistique

A l'instar de la turbulence observée en laboratoire et dans l'atmosphère terrestre, la turbulence interstellaire abrite des structures cohérentes, en partie alignées sur le champ magnétique, qui co-existent avec de la structure très désordonnée. La pente du spectre de puissance (et la dimension fractale) de l'émission dans les nuages moléculaires et atomiques est loin de contenir toute l'information sur les structures présentes. Nous montrons cependant que ces quantités dépendent de l'échelle (structure multifractale) et qu'à petite échelle les propriétés spectrales du gaz atomique et du milieu moléculaire diffus se rejoignent (Falgarone, Hily-Blant, Levrier 2004). Une dynamique d'échelle exceptionnelle a été obtenue en combinant des données interféromètriques (DRAO) et en antenne unique (survey de Leiden). Sur deux ordres de grandeurs, le spectre de puissance du centroide de vitesse et de la densité de colonne s'avère être celui de la turbulence incompressible de Kolmogorov (Miville-Deschênes et al. 2004). Ces spectres peuvent être vus (voir ci-dessous) comme ceux de la densité et du champ de vitesse tri-dimensionnels sous-jacents.

La thèse de François Levrier intitulée "Désordre et cohérence dans les structures du milieu interstellaire: analyse statistique, filtrage interférométrique et transfert radiatif" a porté sur ce thème. Le lien existant entre les propriétés statistiques des champs de densité et de vitesse et celles des observables y est démontré, en particulier l'indice spectral des centroides de vitesse est égal à celui du champ de vitesse dans le cas des petites fluctuations de densité. François Levrier propose également une méthode nouvelle et prometteuse d'analyse et de traitement des données fondée sur les incréments de phase des composantes de Fourier. Ce travail fait partie d'une analyse plus vaste des performances du futur réseau ALMA dans le domaine de structures auto-similaires. Enfin, dans le domaine du transfert radiatif de photons de raie en milieu hétérogène, l'effet des corrélations entre le champ de densité et celui des vitesses est analysé (collaboration avec Hegmann, Berlin).

En ce qui concerne le lien entre la turbulence et la formation d’étoiles, deux paradigmes s'affrontent. L'un prédit que les filaments denses dans lesquels se forment les étoiles sont dus aux chocs inhérents à la nature supersonique, voire super-Alfvénique, de la turbulence, et que ces chocs sont si puissants qu'ils forment d'emblée des structures assez denses pour être instables gravitationnellement. L'autre prédit que la matière, parce qu'elle est légèrement ionisée, n'échappe que lentement au soutien que lui procure le champ magnétique, s'effondrant seulement une fois séparée de ses ions, sous l'effet de sa propre gravité. Ces deux scénarios, on le comprend, prédisent des évolutions temporelles, donc des taux de formation d'étoiles, extrêmement différents et à ce jour les débats sur le sujet continuent d'être vifs.

Les travaux de thèse de Pierre Hily-Blant apportent un éclairage nouveau sur ce débat et montrent que les observations de nuages moléculaires sur des dynamiques d’échelles suffisantes ne sont pas compatibles avec les prédictions de la turbulence super-Alfvénique. De plus, si chocs il y a, ils sont nombreux, petits et peu massifs.

Résultats d'investigations connexes

Effet Zeeman du radical CN

Un champ magnétique de 1.1 mG a été détecté dans une région de formation d’étoiles grâce à la mesure de l'effet Zeeman sur les 7 composantes hyperfines du radical CN, qui permettent de séparer sans ambiguité la polarisation instrumentale de celle associée à la source. Cette valeur confirme que le flux magnétique n'est pas conservé lors de la condensation du gaz. Ce résultat est très prometteur et confirme que la méthode de cross-corrélation du signal de deux récepteurs polarisés linéairement mise en œuvre récemment à l'IRAM-30m surpasse de beaucoup les traditionnelles méthodes analogiques. D'autres observations de ce type sont à venir (collaboration E.Falgarone, R. Crutcher, H.Troland).

Emission de l'eau dans un coeur protostellaire

Nous avons obtenu des spectres de la transition J=1-0 de la molécule ortho-H₂O à 557 GHz avec le satellite ODIN dans la direction d'un coeur protostellaire et sur l'un des lobes du flot bipolaire émis pas l'étoile en formation. La comparaison de la forme des profils de raie sur ces deux positions nous permet d'établir, pour la première fois, l'importance de l'émission du gaz choqué dans celle des cœurs protostellaires. Ainsi, la radiation de la molécule d'eau ne reflète pas que très partiellement la perte d'énergie gravitationnelle d'un coeur en effondrement, comme cela a longtemps été dit. L'émission du choc est modélisée avec ceux de chocs MHD développés par D. Flower, G. Pineau des Forêts et J. Le Bourlot (collaboration I. Ristorcelli, E. Falgarone, M. Gerin, S. Cabrit).

Perspectives

Les structures à petite échelle détectées dans le milieu moléculaire diffus sont, on l'a vu, extrêmement diverses. Tracent-elles des chocs MHD particulièrement fins, dans un état très éloigné de l'état stationnaire? Tracent-elles d'autres types de structures dissipatives? Il n'est pas établi pour l'instant qu'il s'agit de différentes facettes d'une même évolution très non-linéaire, mais des projets observationnels et modélisations associées ont été engagés sur ces thèmes. En particulier, une proposition d'observations des raies de rotation pure de H₂ dans les régions externes de galaxies proches a été acceptée sur le satellite Spitzer Space Telescope. Un programme sur le temps garanti Herschel/HIFI dédié à l'observation du milieu diffus est également élaboré.

Dans le domaine de la modélisation, une difficulté majeure est introduite par l'existence d'échelles de temps dynamiques extrêmement courtes liées à la dissipation intermittente de la turbulence, qu'elle se produise dans des chocs ou des vortex cohérents ou tout autre processus intermittent. Cette intermittence est essentielle à la compréhension de l'existence de certaines molécules observées dans le milieu diffus. Un effort particulier continuera à être mené dans cette direction, en s'inspirant de méthodes développées dans le cadre de la physique des systèmes complexes. Une école thématique CNRS organisée par E. Falgarone et J. Le Bourlot a été financée sur ce thème en 2004 et constitue un premier pas dans cette direction.

15. Réactions de destruction et de formation de SiO dans le milieu interstellaire: Photodissociation de SiO et réaction Si + O₂

F. Dayou, W.-Ü L. Tchang-Brillet*, A. Spielfiedel, N. Feautrier

LERMA, FRE 2460 du CNRS, Observatoire de Paris-Meudon

* Université Pierre et Marie Curie (Paris 6)

M. Monnerville, Jean-Michel Robbe

LPLAM, UMR 8523 du CNRS, Université de Lille 1

La photodissociation joue un rôle majeur sur l’abondance de SiO dans les nuages translucides et les régions de photodissociation. Ne contribuent à ce processus que les états électroniques excités qui possèdent un grand moment de transition avec l’état électronique fondamental X ¹∑⁺. L’un des état les plus probables est l’état E ¹∑⁺. Cet état est fortement couplé à l’état F ¹∑⁺ par interaction non adiabatique pour des distances interatomiques de l’ordre de 4.5 bohr.

Les potentiels électroniques et les moments de transition X-E et X-F , ainsi que le couplage radial E-F ont été calculés avec une grande précision (calcul CASSCF+CI dans un large espace actif). Le calcul de la section efficace a mis en évidence que la présence de l’état F ne se traduisait que par l’apparition d’une série de pics de résonance, étroits en énergie, superposés au fond continu provenant de la photodissociation via l’état E. Les calculs effectués dans le cadre de l’approximation adiabatique ont montré une très forte sensibilité du résultat final à la forme des potentiels et des moments de transition pris en compte. Cette sensibilité est essentiellement due à une rapide variation du moment de transition μ_XE dans la région de Franck-Condon.

Section efficace de photodissociation en fonction de l’énergie du photon

La formation de SiO est principalement due aux réactions suivantes:

Si + O₂ SiO + O

Si + OH SiO + H

Ces deux réactions sont fortement exothermiques et peuvent être considérées comme des réactions clé. Le taux de la première réaction a été mesuré au laboratoire par deux groupes (Swearengen et al. 1978, Husain et al., 1978), les valeurs obtenues différaient par plus d'un ordre de grandeur. La mesure a été récemment reprise par l'équipe de B. Rowe, les résultats montrent une variation du taux de réaction avec la température très différente de celle obtenue par des modèles grossiers, par ailleurs une contribution importante au taux de réaction à partir du silicium dans le niveau de structure fine J=0 a été mesurée alors que les modèles donnent une contribution nulle. Il a donc été important de bien comprendre les mécanismes de cette réaction.

Un calcul ab initio de la surface d’énergie potentielle fondamentale de symétrie singulet de la molécule SiO₂ a été réalisé dans une approche d’interaction de configuration (CASSCF + MRCI), de manière cohérente pour l’ensemble des géométries susceptibles d’être sondées par les noyaux au cours de la réaction. A partir d’une représentation analytique de la surface SiO₂, une méthode de trajectoires classiques a été employée afin de mettre en évidence les mécanismes réactionnels mis en jeu et d’évaluer la constante de vitesse de la réaction. La comparaison des résultats obtenus avec les valeurs expérimentales récentes de cette constante, mesurée pour des températures comprises entre 15 et 300 K, montre que la variation avec la température est bien reproduite. Les amplitudes diffèrent de 20 à 35% par rapport aux valeurs expérimentales. Cet écart peut s’expliquer par les différentes approximations nécessaires à la comparaison des valeurs théoriques et expérimentales, principalement liées à l’absence de mesure du rapport de branchement entre les produits O(³P) et O(¹D) ³. L’étude quantique de la réaction, réalisée à l’aide d’une méthode de propagation de paquet d’ondes, confirme les résultats classiques. Une étude de même type est en cours pour la réaction

Si+OH àSiO+H

Constante de vitesse réactionnelle en fonction de la température

16. Transport de champ magnétique par la turbulence

Stephan FAUVE, ENS

Le transport de champ magnétique par l’écoulement turbulent d’un fluide conducteur donne lieu à des effets antagonistes :

- 1) l’accroissement de l’efficacité du mélange, i. e. la « diffusivité turbulente », due à la création de petites échelles de champ magnétique par advection des lignes de champ à grande échelle, qui engendrent une augmentation de l’effet Joule,

- 2) l’amplification du champ magnétique par les gradients de vitesse de l’écoulement qui permet la génération d’un champ magnétique auto-entretenu par effet dynamo,

- 3) l’expulsion d’un champ magnétique transverse à toute région de l’écoulement localement en rotation rapide.

Il en résulte que la réponse d’un écoulement turbulent de fluide conducteur à un champ magnétique appliqué est très mal connu, même dans la limite de champ appliqué suffisamment faible pour ne pas modifier l’écoulement sous l’effet de la force de Laplace. Le problème n’est résolu que si le nombre de Reynolds magnétique Rm est faible (Rm = μ₀σVL, où μ₀ est la perméabilité magnétique du vide, σ la conductivité électrique, V la vitesse typique de l’écoulement et L son échelle spatiale intégrale). Dans ce cas, l’écart type DB des fluctuations de champ magnétique dû à la turbulence, est proportionnel au champ magnétique moyen <|B|>, le facteur de proportionalité étant Rm. Ceci n’est pas le cas lorsque Rm est plus élevé, et la loi généralement admise, δB²∞ Rm <B²>, conduit à de grandes contradictions lorsqu’elle est confrontée aux observations du champ magnétique de la galaxie par exemple ; les très grandes valeurs de Rm devraient induire des fluctuations dominantes, alors qu’elles sont du même ordre de grandeur que le champ moyen.

Nous avons étudié les fluctuations du champ magnétique engendré par un écoulement turbulent de sodium liquide soumis à un champ magnétique constant dans le cadre d’une collaboration avec le CEA-Saclay et l’ENS-Lyon (Pétrélis et al., 2003). Nous avons mis en évidence la différence de comportement entre les régimes de Rm faible (Rm < 1) et de grand Rm (1 < Rm < 50). On observe bien δB∞ Rm <|B|>, pour Rm faible mais pas δB²∞ Rm <B²>,pour Rm élevé. δB / <|B|>, semble tendre vers une constante à Rm élevé (bien entendu encore très faible par rapport à des situations astrophysiques). Le spectre des fluctuations de champ magnétique a un comportement en k^-11/3dans le domaine inertiel, ce qui est conforme à une prédiction à la Kolmogorov. A basse fréquence temporelle, nous avons mis en évidence un régime en 1/f en accord avec une prédiction en 1/k pour les fluctuations du champ magnétique de la galaxie (à condition de supposer que l’hypothèse de Taylor soit valable).

L’expérience dédiée à la mesure de la diffusivité turbulente du champ magnétique dans un écoulement de gallium liquide est poursuivie à l’ENS mais a pris un retard considérable en raison des problèmes de support technique. Un premier montage test a été réalisé mais l’écoulement engendré par une hélice dans une sphère avait un taux de rotation global trop important par rapport à ses fluctuations turbulentes. Ceci conduit à une expulsion du champ magnétique transverse à l’axe de rotation, ce qui minimise d’autant les fluctuations de champ magnétique mesurable. Nous avons donc testé d’autres configurations en eau (entraînement par plusieurs hélices) et la configuration choisie est en cours de réalisation en gallium.

En parallèle, nous avons mené une étude théorique de l’effet des fluctuations turbulentes sur le seuil et la saturation de l’effet dynamo, c’est à dire dans le cas d’un champ magnétique auto-entretenu par l’écoulement. Nous avons montré qu’au voisinage du seuil d’instabilité dynamo, l’énergie magnétique engendrée dépend fortement du nombre de Reynolds cinétique Re de l’écoulement (donc de son caractère turbulent). Nous avons prédit son comportement dans les limites de faible et grand Re (Pétrélis et Fauve, 2001). Un autre problème ouvert concerne l’effet des fluctuations turbulentes sur la valeur du seuil de l’effet dynamo. En décomposant le champ de vitesse en valeur moyenne et fluctuations turbulentes, nous avons montré que ces dernières engendrent un faible décalage du seuil tant que (δV/<|V|>)²est petit (Pétrélis et Fauve, 2004). Enfin, nous avons montré qu’une approche phénoménologique à la Kolmogorov permet des prédictions dans la limite de Re et Rm infinis avec Re >> Rm. Ceci est intéressant dans la mesure où c’est le régime réaliste (pour les métaux liquides, les plasmas stellaires et certaines régions du milieu interstellaire) et qu’il est totalement inaccessible à l’aide de simulations numériques directes. Nous avons montré que l’énergie magnétique croit en V^3/2ou plus précisément que le rapport de l’énergie magnétique à l’énergie cinétique décroit en Rm^-1/2. Ceci montre, de façon surprenante, une certaine inefficacité de l’effet dynamo à grand Rm. Il reste à déterminer si une rotation d’ensemble, ce qui est le cas pour tous les objets astrophysiques, peut rendre l’effet plus efficace.

17. PHOTODYNAMIQUE DES PETITS HYDROCARBURES ; FORMATION D’ESPECES RADICALAIRES DANS LES ATMOSPHERES CIRCUMSTELLAIRES

K. Alnama, S. Boyé, S. Douin, J. O’Reilly, N. Shafizadeh et D. Gauyacq,

Laboratoire de Photophysique Moléculaire, Bât.210, Université de Paris-Sud, 91405 Orsay

Introduction: La photolyse des petits hydrocarbures dans la partie externe des enveloppes d'étoiles carbonées joue un rôle primordial dans la chimie du carbone interstellaire, en particulier comme source de radicaux C₂H et C₂ qui sont eux-mêmes à la base de la production de nombreuses espèces carbonées dans le milieu interstellaire[1]. Les modèles prédisent que ces régions, de densité et de température relativement élevées (en comparaison avec le milieu interstellaire diffus et froid)[2]^,[3] sont le siège d’une intense chimie qui conduit, entres autres, à la formation de poussières carbonées, en passant par divers intermédiaires dont les hydrocarbures aromatiques polycycliques (PAHs) et les chaînes carbonées[4]. Ces dernières années, l’effort de l’équipe a porté sur la caractérisation des produits de la photodissociation de ces hydrocarbures, présents en abondance diverse dans ces régions : acétylène, éthylène, propyne, allène, éthane.

Expérience : Le rayonnement VUV dispersé par un monochromateur simule le rayonnement galactique (voir Tableau 1) et permet de photolyser les molécules d’hydrocarbures dans une chambre à faible pression ou en jet supersonique. La plupart des fragments sont formés avec beaucoup d’énergie interne électronique, vibrationnelle et rotationnelle et émettent dans le visible. Un dispositif original permet de détecter les photons de fluorescence visible avec une grande efficacité et de disperser ensuite les spectres d’émission afin de remonter aux populations des fragments - C₂, CH et C₂H- dans leurs différents états électroniques et vibrationnels.

Analyse des fragments de la photolyse de C₂H₂ : Au-dessous du potentiel d’ionisation (11,4 eV), les états de Rydberg de l’acétylène jouent le rôle d’états relais vers la dissociation[5]^,[6],[7]et se fragmentent exclusivement en C₂H +H. Nous avons étudié la distribution d’énergie interne de C₂H à l’aide d’un modèle théorique et nous avons pu montrer que, lorsque l’énergie de photolyse augmente, le radical C₂H est formé dans le premier état électronique A²Σ de plus en plus chaud vibrationnellement[8], avec très peu ou pas d’énergie translationnelle. Ceci indique que si le radical C₂ est principalement formé à partir de l’acétylène et avec des photons d’énergie inférieure à 11,4 eV, il provient de la photodissociation secondaire de C₂H. Le fragment C₂H émet non seulement dans l'IR (autour de 2,7 µm) mais également dans le visible (autour de 500 nm) de façon conséquente pour les longueurs de photolyse inférieures à 125 nm.

Tab.1 Comparaison entre les conditions typiques dans une enveloppe circumstellaire et nos conditions expérimentales au rayonnement synchrotron.

	Enveloppe circumstellaire d’IRC+10.216	Conditions expérimentales sur la ligne synchrotron SU5
Flux (région autour de 10 eV)	10⁴photons.cm^-2.s^-1.nm^-1	10¹⁵photons.cm^-2.s^-1.nm^-1
Densité gaz C₂H₂ pur	10³molécules.cm^-3	10¹⁴molécules.cm^-3
Température rotationnelle	~ 25 K	35 K

Au-dessus du potentiel d’ionisation, hormis la photoionisation qui devient un processus important, d’autres voies de fragmentation neutres s’ouvrent (vers C₂ et CH électroniquement excités). Nous avons pu déterminer les rapports de branchement vers les différents fragments dans les voies neutres, à plusieurs longueurs d’onde de photolyse, ainsi que la population vibrationnelle naissante de ces différents fragments. Un article sur ces résultats est en préparation.

Photolyse de l’éthylène : C₂H₄ est également un des candidats sérieux pour la production de radicaux carbonés dans les atmosphères circumstellaires[9]. La même approche expérimentale a été utilisée pour étudier les fragments de la photolyse VUV de la molécule d’éthylène entre 200 et 50 nm. A partir de la fluorescence dispersée des produits radicalaires (voir Figure 1), nous avons trouvé que le radical C₂H() excité est le produit majoritaire de la fragmentation de l’éthylène. Il est également formé avec une excitation vibrationnelle très importante comme dans l’acétylène.

Fig.1 Spectres d’émission dispersée des fragments C₂H, CH, C₂ et H en fonction de l’énergie de photolyse de C₂H₄.

Nos données nous ont permis de remonter aux mécanismes moléculaires de dissociation conduisant aux différents fragments excités (CH, H, H₂). La plupart de ces mécanismes passent par l’intermédiaire éthylidène HCCH₃ (avec un carbone pyramidalisé) et conduisent à des dissociations sans barrière d’activation[10]^,[11].

Parallèlement à ces études de fluorescence menées au rayonnement synchrotron, nous avons étudié la spectroscopie multiphotonique de quelques états de Rydberg de l’éthylène (analyse en cours).

Photolyse de l’allène, propyne et éthane : Le propyne (CH₃C≡CH), l’allène son isomère (H₂C═C═CH₂) et leurs produits de dissociation ont été identifiés dans divers milieux astrophysiques tels que les atmosphères de planètes riches en hydrocarbures ou certains nuages interstellaires. Dans le but d’élucider la parenté des radicaux C₃, C₃H, C₃H₂, nous avons entrepris l’étude de la dynamique de relaxation des états excités de ces deux molécules. Seuls les fragments excités CH, C₂ et H et leurs seuils d’apparition ont été identifiés, dans la région 180-40 nm. Alors qu’il était proposé jusqu’à présent que la dissociation au-dessus de 12 eV était similaire pour ces deux molécules, un de nos résultats marquants est le comportement différent dans les voies de fragmentation selon l’isomère excité. Nous avons mis en évidence une dissociation très rapide par rapport à l’isomérisation dans les régions d’énergie très élevées, différenciant ainsi les deux isomères dans leur photolyse VUV. Un article sur ces résultats est en préparation. L’analyse de nos données sur la photolyse de l’éthane est en cours.

18. Spectroscopie infrarouge du méthane à très haute température

Responsables du projet: R. GEORGES et S. D. LE PICARD

Equipe d'Astrochimie Expérimentale, UMR CNRS PALMS 6627,

Bât. 11C, Université de Rennes I, Campus de Beaulieu,

Av. du Général Leclerc, F-35042 Rennes Cedex, France

1. Introduction

Ce travail a été motivé par la caractérisation et l'évolution de la structure interne des objets stellaires et sub-stellaires froids, objets dont les températures de surface modérées sont typiquement inférieures à 3000 K. Les modèles d'évolution utilisés dépendent de façon critique des conditions de surface^{^[12]}, appréhendées en général par photométrie visible ou infrarouge. Or, l'extraction des paramètres atmosphériques des spectres observés suppose une bonne connaissance des opacités des molécules et/ou des particules condensées qui composent ces atmosphères. Pour l'heure, les meilleures bases de données spectroscopiques disponibles (GEISA^{^[13]}, HITRAN^{^[14]}) ont été développées pour des applications à basse température principalement liées à l'atmosphère terrestre, et ne sont pas directement extrapolables au domaine de température dont il est question ici. Un constat précis a été établi pour le méthane^{^[15]}, molécule qui joue un rôle majeur dans un grand nombre d'environnements astrophysiques parmi lesquels on peut citer : les naines brunes, les planètes extra solaires mais également les planètes géantes de notre propre système solaire, le satellite de Saturne Titan, les étoiles naines riches en carbone ou encore les disques proto-stellaires. Il émane de ce constat que les modèles théoriques actuels, fondés sur une approche globale des Hamiltoniens effectifs de la molécule (Spherical Top Data Sytem (STDS)^{^[16]}), ne peuvent générer un spectre synthétique fiable au-delà de 1000 K. A de telles températures ce sont en effet plusieurs millions de raies spectrales de rotation-vibration qui doivent être intégrées dans un calcul de transfert radiatif complet. La contribution des bandes chaudes est particulièrement mal reproduite car la connaissance des états vibrationnels de haute énergie est très fragmentaire. Notre objectif est de combler en partie ces lacunes en produisant des données spectroscopiques dans l'infrarouge jusqu'à des températures de l'ordre de 2000 K. Le méthane reste notre première molécule cible mais la méthode pourra être adaptée à l'acquisition des spectres haute température de toute autre espèce chimique d'intérêt astrophysique.

2. Approche expérimentale et premiers spectres

Même si elle offre des densités colonnes importantes, la spectroscopie en cellule de gaz statique se heurte à de sévères problèmes de tenue et de réactivité chimique des matériaux (parois, fenêtres optiques, joints d'étanchéité) dès que la température excède quelques centaines de degrés. Notre objectif étant d'atteindre 2000 K, nous avons opté pour la génération d'écoulements gazeux à haute température. Ils présentent les avantages d'être libres de tout support matériel et de pouvoir être sondés en absorption et en émission. La pièce maîtresse du dispositif expérimental est l'injecteur de gaz (voir Fig. 1) capable de chauffer en continu des débits massiques de gaz importants. L'efficacité du chauffage est assurée par un échangeur thermique original constitué d'un barreau de graphite poreux traversé par un fort courant électrique. Le gaz, initialement à température ambiante, diffuse en s'échauffant à travers les pores du barreau, de sa périphérie vers la partie évidée de son centre qui le canalise vers une chambre de détente maintenue à basse pression. Une température de 1400 K a été atteinte dans le barreau lors de l'injection d'un débit de 21 L.min^-1 d'argon (débit rapporté aux conditions de température et de pression standards). Cette température a été volontairement limitée pour ne pas endommager la chemise métallique qui est actuellement en INOX mais ce matériau sera prochainement remplacé par du tantale afin d'atteindre 2000 K. La partie évidée du barreau constitue le réservoir d'un gaz quasi-statique dont la très forte enthalpie est convertie en énergie cinétique lors de sa détente. La structure de l'écoulement qui se forme en aval de l'orifice de sortie est celle d'un jet libre. Les différents moyens de caractérisation hydrodynamique que nous avons mis en œuvre (temps de vol et cartographie par pression d'impact) ont révélé la formation attendue d'une première zone supersonique suivie d'une seconde zone beaucoup plus complexe composée d'un enchaînement de cellules hydrodynamiques vraisemblablement délimitées par un réseau d'ondes de chocs obliques.

FIG. 1 – Un barreau de graphite poreux constitue la source de forte enthalpie.

Deux protocoles expérimentaux ont été validés. Le premier consiste à sonder la zone supersonique par absorption infrarouge. Le très faible nombre de collisions moléculaires qui caractérise cette région de l'écoulement est à l'origine de son état de très fort non équilibre thermodynamique. Le refroidissement consécutif à la violente détente du gaz affecte principalement la rotation, la vibration étant quant à elle très peu relaxée. Ceci se traduit par la décongestion rotationnelle des bandes d'absorption vibrationnelles observées – ce qui facilite leur analyse – sans faire disparaître les bandes chaudes puisque la vibration reste peuplée. Ce découplage des degrés de liberté internes de rotation et de vibration a été vérifié sur le méthane : un écart de 200 K a été mesuré à partir des intensités de la bande à 3,3 mm (voir Fig. 2a). Le deuxième protocole consiste à générer un jet effusif en limitant le débit de gaz injecté dans le barreau de graphite. Le rayonnement en provenance des molécules contenues dans la partie évidée du barreau est envoyé dans le spectromètre. Ceci nous permet d'obtenir le spectre d'émission du gaz à l'équilibre thermodynamique. Un premier spectre haute résolution du dioxyde de carbone a ainsi été obtenu à 1100 K (voir Fig. 2b).

FIG. 2 – a : Spectres expérimental et simulé (J. P. Champion) du méthane (T_rot = 450 K, T_vib = 650 K). b : spectre expérimental d'émission du dioxyde de carbone à 1100 K (ETL).

19. Le spectre submillimétrique des galaxies proches: raies du carbone et du monoxyde de carbone

Gérin M.¹, Bayet E.¹, Phillips T.G.², Pety J.³, Contursi A.⁴

1 LERMA, UMR 8112 CNRS, Observatoire de Paris et ENS,

2 CSO Observatory, Caltech (Pasadena,USA),

3 IRAM (Grenoble),

4 MPE (Garching, Allemagne)

Pourquoi étudier le spectre des galaxies ?

Si la raie de rotation fondamentale du monoxyde de carbone,à 115 GHz, est le traceur le plus fréquemment utilisé de la présence de gaz moléculaire dans les galaxies, cette raie contribue très faiblement au refroidissement du gaz. Le refroidissement est dû principalement aux raies de structure fine du carbone ionisé et de l'oxygène neutre, à 158 µm et 63 µm respectivement. Les raies provenant des niveaux excités de CO, ainsi que les raies de structure fine du carbone neutre, contribuent aussi au refroidissement du gaz. Tout comme les raies du domaine infrarouge lointain, les raies du domaine submillimétrique nous renseignent sur le chauffage du gaz, et donc sur les conditions physiques, et l'activité de formation stellaire de la galaxie, sans être perturbées par l'extinction des poussières.

Ces dernières années, les progrès des instruments dans le domaine des longueurs d'ondes submillimétriques ont rendu possible l'observation des galaxies extérieures depuis le sol. Notre équipe a donc entrepris l'étude exhaustive du spectre de quelques galaxies proches, en utilisant le radiotélescope submillimétrique de Caltech, le CSO (Caltech Submillimeter Observatory). Ces données ont été couplées aux mesures dans l'infrarouge effectuées par les satellites ISO (et/ou IRAS) ainsi qu'aux données millimétriques (IRAM et autres radiotélescopes du domaine millimétrique). Le soutien du PNG et du PCMI a permis de financer des missions d'observations au CSO, à Hawaii, ainsi que des missions pour le traitement des données (IRAM, ISO).

Résultats et perspectives

L'ensemble des raies de CO mesurées sur chaque galaxie a été modélisé, par un modèle de transfert de rayonnement, ainsi que par un code plus sophistiqué (PDR pour PhotoDissociation Regions). Un ajustement satifaisant est obtenu pour ces deux classes de modèles, qui permet d'extrapoler le spectre vers les courtes longueurs d'onde, inaccessibles du sol. La figure présente une comparaison de quelques objets, où les données d'observation sont complétées par des résultats de modèles pour les points manquants. Cette figure met bien en évidence le rôle des raies submillimétriques de CO (autour de CO(6-5)) pour le refroidissement du gaz. De plus, la forme de la courbe de refroidissement diffère selon le type de galaxie : le pic se situe vers des transitions plus excitées de CO pour des galaxies formant intensément des étoiles (comme NGC 253) par comparaison aux galaxies normales (comme notre Galaxie).

Pour mieux connaître la distribution spatiale du gaz dans une des galaxies de notre échantillon (IC 10), nous avons effectué des observations avec l'interféromètre du Plateau de Bure (IRAM) et au télescope de 30m. Ces données, où toutes les fréquences spatiales sont échantillonnées pour donner une image complète du gaz moléculaire, sont en cours d'étude.

Figure : Comparaison de l'intensité des raies de CO, pour notre Galaxie et le Cloverleaf QSO (en haut à gauche), une galaxie starburst NGC 253 et une galaxie irrégulière (en haut à droite), une galaxie compacte starburst Henize 2-10 et une galaxie spirale formant des étoiles M 83 (en bas à gauche) et deux galaxies spirales NGC 6946 et IC 342 (en bas à droite). Pour faciliter la comparaison, les données de chaque galaxie sauf NGC~253, sont multipliées par un facteur donné dans chaque cadre. (voir Bayet et al. 2004 (A&A sous presse) pour les sources des données).

Bayet E., Gerin M., Phillips T.G., Contursi A., 2004, A&A sous presse.

20. Formation et évolution des étoiles massives des nuages de Magellan

Responsable : M. Heydari-Malayeri, LERMA

Participants : V. Charmandaris (Cornell), L. Deharveng (Marseille), Th. Le Bertre (LERMA), F. Meynadier (LERMA),G. Rauw (Liège), M.R. Rosa (ESA/ESO), D. Schaerer (Genève), N. Walborn (Space telescope), H. Zinnecker (Potsdam)

Thèses: Frédéric Meynadier (LERMA) et Fabrice Martins (Toulouse, Genève).

Nos recherches ont été consacrées à l'étude de la formation et de l'évolution des étoiles massives des Nuages de Magellan ainsi qu'à leur interaction avec le milieu interstellaire proche (les régions H II et leurs nuages moléculaires associés). La formation des étoiles massives est encore un des problèmes non-résolus de l'astrophysique malgré de récents efforts théoriques et observationnels. En tout cas, les échelles de temps d'évolution des étoiles massives étant très courtes, ces étoiles atteignent la séquence principale alors que l'effondrement n'est pas encore achevé, et lorsqu'elles se dégagent de leur matière moléculaire prénatale elles sont déjà relativement évoluées. Les phénomènes de formation et d'évolution des étoiles massives sont donc étroitement liés, et afin de comprendre la formation de ces étoiles il faut trouver les étoiles massives les plus jeunes enfouies dans les nuages de gaz et de poussière et étudier leurs paramètres physiques.

J'ai été le P.I. de plusieurs projets de recherche dans une collaboration internationale utilisant le HST et les télescopes de l'ESO (VLT et NTT) pour étudier une classe particulière des régions H II compactes dites HEBs (High Excitation Blobs) que nous-mêmes avons découverte auparavant. Nos résultats ont paru dans plusieurs articles A&A et ont aussi été relayés par 4 communiqués de presse NASA/HST/ESA.

Très brièvement, l'imagerie et la photométrie à haute résolution avec la caméra WFPC2 du HST nous a permis de résoudre pour la 1^ère fois les HEBs LMC N83B, N11A et N160A et de découvrir les étoiles cachées qui les animent (Heydari-Malayeri et al. 2001a, 2001b, 2002b). Les images HST mettent aussi en évidence des structures nébulaires spectaculaires (chocs, fronts d'ionisations, vents stellaires, cavités, bulles, etc) marquées des motifs de poussière, le tout indicateur des environnements turbulents propres aux sites de formation d'étoiles massives. Nos observations révèlent également que les HEBs sont engendrés par des amas d'étoiles massives les plus jeunes des associations OB auxquelles elles appartiennent. Dans le cas de N11A, il y a 5 étoiles concentrées sur moins de 2'' (0.5 pc) dans le ciel, l'étoile la plus lumineuse étant une étoile O de sous-type intermédiaire. En ce qui concerne N83B, la flambée de formation stellaire a créé une vingtaine d'étoiles réparties sur ~ 30'' (7.5 pc) dans le ciel. N83B possède une ligne de faîte impressionnante et une cavité sculptée dans le gaz ionisé par les vents puissants des étoiles massives, l'âge de la cavité étant estimé à seulement 30,000 ans. Les observations montrent aussi la présence de deux régions H II compactes jusqu'ici inconnues. L'une d'elles, qui contient l'étoile la plus chaude de la flambée, a une taille de ~2''.8 (0.7 pc) et elle est affectée par une extinction de Av = 2.5 mag. Ces régions H II se trouvent dans une zone bordée par le nuage moléculaire associé. Elles sont probablement dues à une formation séquentielle générée par le front d'ionisation de la région H II avançant dans le nuage moléculaire. Nous présentons aussi un scénario conforme avec la formation hiérarchique des étoiles dans l'association LH5. Par ailleurs, en utilisant le HST nous étudions divers aspects de LMC N160A et résolvons pour la première fois ses deux HEB N160A1 et N160A2 (Heydari-Malayeri et al. 2002b).

Dans un autre travail de recherche, nous avons étudié les caractéristiques physiques des étoiles excitatrices de SMC N81 découvertes auparavant par nous-même au cours d'un projet HST en utilisant le spectrographe STIS (Heydari-Malayeri 2002a). Les spectres UV nous ont permis de classifier ces étoiles comme O6-O8. Or elles sont moins lumineuses (jusqu'à 2 mag en absolu) que les étoiles "normales", galactiques et magellaniques, de même type spectral. Chose très surprenante, le vent stellaire de ces étoiles est extrêmement faible par rapport à celui des étoiles O naines. Notre étude préliminaire nous a conduit à la conclusion que ces étoiles doivent représenter une classe

Figure 1. L'image composée de la région H II N160A du Grand Nuage de Magellan obtenue avec la caméra WFPC2 de Hubble. Elle résout pour la première fois les deux sites de formation d'étoiles massives la plus récente de N160A (les yeux du monstre) et met en évidence les structures nébulaires et d'extinction spectaculaires. La taille de l'image est de 67 x 67 secondes d'arc, correspondant à 17 x 17 pc à la distance du Nuage (Heydari-Malayeri et al. 2002b). Ce résultat a fait l'objet de deux communiqués de presse ESA et NASA les 18 Octobre et 19 Décembre 2001 respectivement.

d'étoiles massives très jeunes tout juste arrivées sur la séquence principale. Afin d'approfondir cette étude, nous avons, en collaboration avec Martins et Schaerer, étudié les propriétés du vent de ces étoiles au moyen des modèles d'atmosphère hors-ETL qui tiennent compte de l'effet blanketing (Martins et al. 2004). Par conséquent, nous confirmons que les étoiles de SMC N81 sont très jeunes (0-4 Myrs). Leur taux de perte de masse est de 10^-8-10^-9 M_O yr^-1, c'est à dire nettement plus faible que ceux des étoiles O typiques des Nuages de Magellan. En outre, les moments angulaires modifiés du vent sont d'un ou deux ordres de grandeur plus petits que ceux prévus par les modèles hydrodynamiques les plus récents. Même si nous sous-estimons la perte de masse d'un facteur 10 -- ce qui est fort improbable -- nos conclusions restent valables quantitativement. On peut envisager quelques explications pour cette anomalie des étoiles O. Par exemple, la brisure de la relation moment angulaire-luminosité pour les faibles luminosités (log L/L_O < 5.5). Mais on ne peut pas la justifier. On peut aussi considérer que la pente de la relation vent-luminosité soit plus forte que ce qu'on croit. Cependant les simulations hydrodynamiques actuelles ne montrent aucun changement de pente pour la métallicité de SMC, d'autant plus que selon certains indices il y a des étoiles galactiques avec des propriétés de vent similaires à celles nos étoiles SMC N81. On peut évoquer d'autres causes, mais l'origine du vent très faible des étoiles de N81 reste inconnue. Nous proposons que ce phénomène est dû au jeune âge de ces étoiles: le vent n'est pas encore bien établi dans ces étoiles massives nouvellement formées.

Nous avons également étudié l'environnement stellaire de SMC N81 dans le domaine IR proche en utilisant la caméra ISAAC sur le VLT (Heydari-Malayeri et al. 2003b). Nous montrons la présence de trois populations stellaires inconnues dans la direction de N81. La population principale peut être simulée par des modèles d'évolution des étoiles de 2 Mo âgées de 1 Gyr. Selon nos arguments, ces populations ne sont pas associées avec la région H II N81 et résultent de plusieurs évènements de formation d'étoiles de faible masse de long de la profondeur du SMC au sud de l'aile de Shapley.

Nous avons également étudié les amas d'étoiles massives LMC R127 et R128 en utilisant l'imagerie et la spectroscopie obtenues avec le télescope NTT de l'ESO. R127 est l'étoile massive évoluée (LBV) la plus spectaculaire du LMC. Une technique avancée d'analyse d'images nous a permis de résoudre ces amas en 14 et 33 composantes respectivement et d'obtenir leur photométrie. Plus particulièrement, nous montrons que R127 est composée d'au moins quatre étoiles et identifions la composante LBV. La composante la plus proche du LBV (étoile #8) se trouve à 1".5 de celle-ci. De même, en utilisant la spectroscopie nous donnons la classification spectrale de 19 étoiles et présentons tout particulièrement le premier spectre de la 2^ème composante la plus brillante de R127 (étoile #3) située à 3".3 de la LBV. La comparaison avec les modèles d'évolution nous indique que les étoiles les plus vielles de l'amas sont âgées de ~ 6-8 Myr, alors que l'étoile la plus massive de la région (#7), formée il y a ~3 Myr avec une masse de 80 M_O, a évolué en LBV (Heydari-Malayeri et al. 2003a).

21. Dispositif expérimental PIRENEA

Responsable : C. Joblin (CESR, Toulouse)

- A- Contexte

L’expérience Piège à Ions pour la Recherche et l'Etude de Nouvelles Espèces Astrochimiques est destinée à simuler en laboratoire la physico-chimie interstellaire et cométaire impliquant des nano-objets de type macromolécules, complexes moléculaires, agrégats et nanoparticules. L’originalité du dispositif est de coupler les performances d’un instrument de spectrométrie de masse à résonance cyclotronique ionique à transformée de Fourier (FT-ICR MS) avec un environnement cryogénique, le tout équipé d’une interface photophysique et d’une interface chimique. Il permet d’étudier des processus qui mettent en jeu l’émission infrarouge comme la photodissociation à ras du seuil et l’association radiative. Un autre avantage est de pouvoir produire et isoler des espèces (ionisées) hautement réactives dans les conditions du laboratoire mais qui sont des espèces d’un grand intérêt pour l’astrophysique/ astrochimie. C’est par exemple le cas des hydrocarbures aromatiques polycycliques (PAH) déshydrogénés.

- B- Le dispositif PIRENEA - Développements sur la période 2001-2004

Sur cette période, un certain nombre de développements techniques ont été réalisés ainsi que des expériences de qualification et d’optimisation concernant –(i)- la production et l’isolation des ions, -(ii)- l’interface photophysique comprenant une lampe à arc xénon et un laser OPO accordable entre 400 nm et ~2 µm et –(iii)- l’interface chimie permettant l’injection de gaz moléculaire pour les études de réactivité. Les financements obtenus dans le cadre du PN PCMI : 10 k€ (2004), 8 k€ (2003), 12 k€ (2002), 12 k€ (2001) ont été utilisés pour les équipements des postes –(i)- équipement du sas d’introduction des échantillons, atténuateur pour le laser d’ablation-ionisation et –(ii)- mise en place d’une cellule de gaz pour générer des photons de 10 eV. Ces financements ont également permis une participation au fonctionnement de l’expérience et aux missions techniques (échanges avec des équipes ayant des dispositifs FTICR : principalement P. Boissel au LCP à Orsay, également J.F. Muller du LSMCL à l’Université de Metz) ainsi qu’au financement d’une campagne d’expériences sur le dispositif MICRA/CLIO à Orsay en juillet 2003.

C- Collaborations autour du dispositif PIRENEA et de son exploitation scientifique

Laboratoire de Physique Quantique /UMR 5626 (F. Spiegelman. F. Calvo, F. Jolibois, C. Marsden) et Laboratoire de Chimie de Coordination /UPR 8241 (B. Chaudret) à Toulouse, Laboratoire de Chimie Physique /UMR 8000 (P. Boissel, J. Lemaire, Ph. Maitre) à Orsay, Laboratoire de Physico-Chimie Moléculaire /UMR 5803 (J. Mascetti) à Bordeaux, Laboratoire de Spectrométrie de Masse et de Chimie Laser /E.A. 1094 (J.-F. Muller, G. Krier) à Metz, LERMA /UMR 8112 (M. Gerin) et LUTH /UMR 8102 (J. Le Bourlot) à l’Observatoire de Paris, IEM – CSIC (J. Cernicharo) à Madrid

- D- Exploitation scientifique

Les études expérimentales sont menées en couplage étroit avec des observations sol (CFHT, VLT, IRAM,...) et satellite (ISO, Spitzer) impliquant plusieurs collaborations en particulier avec J.-P. Maillard (IAP, Paris) et M. Gerin (LERMA) et collaborateurs.

- Photodissociation des PAH et des chaînes carbonées pour comprendre la production de H₂ et des petits hydrocarbures dans les régions de photodissociation.

Résultats: la photodissociation du PAH type C₂₄H₁₂⁺ et de ses fragments C₂₄H_n⁺ (n=[0,11]) se produit par perte d’atomes d’hydrogène. La confrontation de ces résultats avec les prédictions d’un modèle de photophysique décrivant les échanges d’énergie a permis de montrer que la dissociation des espèces avec n pair se produit pour une énergie interne d’environ 10 eV alors que celle des espèces à n impair nécessite moins d’énergie (5-6 eV). L’énergie de liaison correspondante est de 4.48 et 3.2 eV pour n pair et impair respectivement. Pour la voie –H₂, une barrière d’au moins 2.3 eV par rapport au 2.17 eV du bilan énergétique est prédite. Ces expériences menées en irradiation continue avec les photons du domaine proche UV–visible de la lampe Xe vont être poursuivies avec des photons VUV de 10.5 eV. Des calculs théoriques sont menés pour quantifier les différentes voies de dissociation (collaboration CESR-LPQ/IRSAMC avec F. Jolibois).

La photodissociation de C₂₄⁺ a permis de mettre en évidence une voie principale de dissociation produisant C₁₄⁺. Toute une série d’agrégats C_n⁺ (n=[10,22]) ont pu être générés par cascade.

- Chimie des PAH et des chaînes carbonées

Résultats: -(i)- pas de réactivité des espèces C₂₄H_p⁺ (p=1,..,12) et C_n⁺, (n=24, .., 10) avec H₂.

-(ii)- réactivité observée de C₂₄H_2p-1⁺ (p=1,..,6) avec O₂ et H₂O


Les espèces radicalaires C₂₄H_2p-1⁺ (p=4,5,6) réagissent avec O₂ (P~3 10^-8 mbar) pour former C₂₃OH_2p-1⁺(insertion de O, éjection de CO)	Formation du corannulène (soucoupe avec un cycle à 5 au centre) par photodissociation des produits de réaction.

Une des voies de photodissociation des espèces formées par réaction chimique avec H₂O (espèces C₂₄H_2p-1⁺ -H₂O) donne naissance à la formation de C₂₃H₁₁⁺ comprenant un cycle à 5 en périphérie. Les espèces contenant un cycle pentagonal sont plus stables au rayonnement UV-visible que les espèces C₂₄H_p⁺ contenant des cycles à 6 uniquement et pourraient être de bons candidats interstellaires.

- Spectroscopie par photodissociation

En raison de la faible quantité d’ions piégés (10⁶-10⁷), seules des études de spectroscopie d’absorption par dissociation multiphotonique peuvent être envisagées. Des expériences menées avec le laser OPO suggèrent que la bande à 459 nm attribuée à C₂₄H₁₂⁺ dans des études en matrice de gaz rare est due à une autre espèce produite par photolyse UV de C₂₄H₁₂. Des études complémentaires sont en cours.

Dans le domaine infrarouge, la spectroscopie multiphotonique nécessite en général un laser puissant comme un laser à électrons libres (LEL). Nous avons tenté la mesure du spectre des espèces C₂₄H_p⁺ (p=12, 11, 10) avec le dispositif MICRA (équipe du LCP) sur le LEL CLIO mais nous avons été confrontés à un certain nombre de difficultés liées en particulier au mauvais confinement des ions, difficultés que nous espérons pouvoir résoudre dans un futur proche.

- Evolution vers d’autres systèmes chimiques : complexes moléculaires et nanoparticules

L’amélioration des performances de détection et de la production des ions nous permet d’envisager l’étude d’autres systèmes chimiques liés aux thématiques scientifiques de notre équipe :

-(i)- des PAH de grande taille (~100 atomes de carbone),

-(ii)- des agrégats de PAH récemment mis en évidence dans les régions de photodissociation (Rapacioli, Joblin, Boissel, 2004, A&A),

-(iii)- des complexes organométalliques formés de PAH et d’atomes de Fe comme proposé par Serra et al. (1992),

–(iv)- des nanoparticules de silice puis de silicates en liaison avec l’activité de synthèse menée par C. Nayral au CESR en collaboration avec des laboratoires de chimie toulousains (LCC, LHFA).

Des expériences préliminaires ont déjà été menées dans les thématiques –(i)- et –(iii)-. L’ensemble de ces expériences devrait en particulier permettre de mieux évaluer le rôle de la chimie hétérogène dans la chimie interstellaire.

22. Poussières et structure du milieu interstellaire

A.Jones, Institut d‘Astrophysique Spatiale, Université Paris-Sud

A. Abergel, F. Boulanger, P. Cox, E. Habart, M. Miville Deschênes, G. Pineau des Forêts, B. Stepnik, L. Verstraete

Notre travail porte sur les poussières interstellaires : leur nature et leur évolution mais aussi leur rôle de traceur et acteur de la structuration et de l’évolution chimique du milieu interstellaire. Ce travail s’articule autour d’observations avec les satellites infrarouges ISO et Spitzer ainsi que les ballons PRONAOS et ARCHEOPS et s’intègre dans la préparation scientifique de Herschel et Planck.

Notre analyse des observations vise à caractériser la poussière le long de son cycle d’évolution dans l’espace, des phases ténues du milieu interstellaire aux nuages moléculaires et, avec le gain en résolution des observations, aux condensations proto-stellaires et à la matière circumstellaire autour des jeunes étoiles en particulier les disques proto-planétaires. A travers ce travail nous cherchons à identifier les processus physiques responsables de l’évolution des grains (où, comment et sur quelles échelles spatiales et temporelles?). et son impact sur les conditions physiques et la chimie du gaz. Les observations sont pour cela interprétées dans le cadre de modèles où les émissions de la poussière et du gaz sont reliées aux processus d’interaction matière rayonnement et gaz grains (couplages physico-chimiques, énergétiques et dynamiques). Cette activité touche en de nombreux points à celle du groupe d’Astrochimie expérimentale de Louis d’Hendecourt. L’étude et la modélisation des avant-plans galactiques dans les observations du fond micro-onde constituent par ailleurs un lien fort avec la cosmologie. Nos principaux résultats sur ces quatre derniers années sont :

(1) Grains interstellaires : Les PAHs sont présents dans les régions de l’espace interstellaire pénétrés par le rayonnement ultraviolet des étoiles: le milieu diffus et les bords de nuages moléculaires mais en abondance en variable. Leur abondance varie à petite échelle dans le milieu diffus et au bord des nuages moléculaires avec l’intensité/la dureté du champ de rayonnement près des étoiles chaudes. Les variations d’abondances dans le milieu diffus suggèrent une action rapide (échelles de temps ~ 10⁶ ans) de processus d’agglomération des PAHs en agrégats dans les régions denses, équilibré par la fragmentation de ces agrégats dans les régions de forte turbulence (Miville-Deschenes et al. 2002). Pour les bords de nuages moléculaires, les observations montrent une évolution physico-chimique des particules sous l’effet du rayonnement UV, tracée par une réduction systématique du contraste des bandes PAHs et le changement de certains rapports de bandes de la surface vers l’intérieur des nuages (Abergel et al. 2003). Les propriétés spectroscopiques des PAHs définies par les observations ISO ont été intégrées dans notre modèle d’émission des poussières. Nous avons également intégré ces propriétés dans le modèle de régions photo-ionisées et de photo-dissociation Cloudy ce qui va nous ouvrir de nouvelles possibilités dans la modélisation des observations. Gros grains: Nous avons mis en évidence une variation de leur émissivité entre le milieu diffus et les nuages moléculaire (Stepnik et al. 2003). Nous travaillons sur le polarisation de leur émission à grande longueur d’onde mesurée pour la première fois par Archeops.

(2) Dynamique des grains : En collaboration avec Jon Slavin (CfA, Harvard, Etats-Unis) et Xander Tielens (SRON, Pays Bas) Anthony Jones a étudié la dynamique des grains dans les chocs de supernova de type J. Le but de cette étude était de comprendre la survie des gros grains interstellaires de taille micronique observés dans les météorites (e.g., grains présolaires du SiC et de la graphite) en quantifiant à travers le choc leur érosion, vaporisation et fragmentation dans les collisions gaz - grain et grain - grain. Pour cela nous avons suivi les trajectoires des grains en deux dimensions dans un choc en fonction de la taille, la composition des grains et la vitesse du choc (Slavin, Jones & Tielens 2004). Cette approche évite de supposer que tous les grains sont toujours bien couplés au gaz, c’est-à-dire que les rayons de giration des grains autour des lignes de champ magnétique sont beaucoup plus petits que la profondeur du choc. Cette étude met en évidence la diversité des trajectoires de grains de taille micronique. Ils sont soit piégés à l’arrivée du choc et accélérés à haute vitesse, soit piégés dans le choc et détruits, soit complètement découplés du gaz et passent alors directement dans le gaz chaud derrière le choc sans être détruits. Les grains piégés à l’arrivée du choc font plusieurs réflexions entre le gaz choqué et le gaz avant l’arrivée du choc. Ils sont accélérés à très haute vitesse (des milliers de km/s) et peuvent être à l’origine des rayons cosmiques quand les grains sont détruits par érosion produisant donc les ions (principalement de C, O, Mg, Si et Fe) à très haute énergie (~0.1—3 MeV). Nous avons commencé à étudier la dynamique des grains dans les chocs C.

(3) Couplage physico-chimique gaz-grains : La modélisation de données ISO montre que les petits grains (de rayon inférieur à 10 nm) dominent le chauffage du gaz (Habart et al. 2001) et que leur surface est probablement le site de formation de la molécule H₂. Notre étude de l'émission de H₂nous a permis de déterminer le taux de formation de H₂, R_f, dans des régions du milieu interstellaire de conditions physiques variées (Gry et al. 2002, Habart et al. 2004a). En comparant l'émission observée des raies de rotation de H₂ aux résultats de modèles, nous suggérons que cette molécule se forme par chimisorption indirecte (un atome H diffuse à la surface du grain, rencontre un autre H chimisorbé et forme H₂) dans les régions excitées au voisinage d'étoiles chaudes (Habart et al. 2004a). Par contre H₂ se formerait par physisorption dans les régions diffuses peu chauffées par les étoiles. Ces résultats sont confortés par la corrélation spatiale observée entre l'émission de H₂ et celle des petits grains (Habart et al. 2003, 2004b et Fig. 3-1d). Collaboration avec le groupe de Jacques Le Bourlot et Evelyne Roueff du Luth.

(4) Structure du milieu interstellaire: Nous avons d'abord étudié le cas de nuages moléculaires proches chauffés par des étoiles chaudes. Ainsi, nos observations ISOCAM de l’émission de la poussière à 7 et 15 microns et des données SOFI/NTT de l’émission rovibrationnelle de H₂ ont mis en évidence des filaments denses avec de forts contrastes de densité sur des échelles de quelques 0.01 pc (Abergel et al. 2003 ; Habart et al. 2003, 2004b). En collaboration avec le groupe d’Edith Falgarone et Gilles Joncas (Québec) nous avons caractérisé la structure en densité et en vitesse de nuages atomiques à partir d’observations de la raie à 21 cm. Grâce au gain en résolution spatiale des caméras IRAC (3 à 8 microns, pixels 1.5’’) et MIPS (24, 70 et 160 microns) du satellite Spitzer nous avons déterminé le spectre de puissance spatiale de l’émission des poussières jusqu'à des échelles de l’ordre du milli-pc: (i) l’émission des petits grains à 24 microns est auto-similaire jusqu'au milliparsec, (ii) la pente du spectre change à une échelle d’environ 0.3 pc passant de k^-2.6(grandes échelles) à k^-3,5 (petites échelles). Ce dernier résultat peut s’expliquer par une transition entre un milieu à 2 dimensions et un milieu à 3 dimensions (Ingalls et al. 2004).

(5) Separation émission Galactique/Extragalactique: nous avons statistiquement montré qu’une partie des nuages cirrus infrarouge de faible brillance sont des structures dans la distribution des galaxies IR et non des nuages Galactiques. Nous avons analysé l’excès l’émission Galactique centimétrique (non free-free, ni synchrotron) mesuré dans les expériences de mesure du fond cosmologique et montré qu’il n’est pas simplement corrélé avec le distribution du gaz interstellaire, ni avec l’émission infrarouge lointain des poussières (Lagache 2003).

23. Spectroscopie et réactivité de molécules à la surface d’agrégats

A. Lakhlifi

Laboratoire d’Astrophysique de l’Observatoire de Besançon

CNRS – UMR 6091

La compréhension des processus physico-chimiques ayant lieu dans les milieux interstellaires, nécessite l’analyse et l’interprétation des spectres observés de ces milieux.

Dans le cadre du Programme National « PCMI », nous avons présenté un projet d’étude de la spectroscopie et des phénomènes réactifs de petites molécules d’intérêt astrophysique (NH₃, H₂CO, HCN, …) adsorbées sur les surfaces d’agrégats de carbone à très basses températures (~ 10 K). L’intérêt de ce type de molécules réside dans leur réactivité pouvant conduire à la formation de molécules plus complexes, de type biologiques, telles que les molécules d’acides aminés. Les surfaces jouent alors le rôle de catalyseurs permettant de rapprocher et d’orienter les molécules réactives.

La construction des spectres et leur comparaison avec les spectres observés ou expérimentaux permet d’appréhender la dynamique et les phénomènes de transfert d’énergie entre les molécules étudiées et leur environnement. Cette étude nécessite une connaissance approfondie, tant analytique que numérique, de l’énergie d’interaction entre la molécule supposée rigide et le substrat afin de déterminer les géométries d’équilibre. Cette énergie est la somme de trois contributions : répulsion-dispersion, électrostatique, et d’induction.

L’utilisation de l’approximation adiabatique permet de séparer les mouvements de hautes fréquences (vibrations internes de la molécule) des mouvements de basses fréquences (orientation et translation de la molécule et vibrations des atomes du substrat) et donc de renormaliser le Hamiltonien total du système de façon à rendre perturbatifs les couplages dynamiques entre les différents degrés de liberté. Dans ces conditions, les fonctions propres, associées aux mouvements de la molécule perturbée, sont calculées par la résolution des équations de Schrödinger, permettant ainsi la construction des spectres barres dans les régions de fréquences des différents modes de vibrations internes de la molécule.

Enfin, les couplages dynamiques sont traités dans le cadre de la théorie des développements cumulants afin de calculer les déplacements et largeurs des raies spectrales (A. Lakhlifi).

La première étape de ce projet a été consacrée à la construction des spectres infrarouge de la molécule d’ammoniac NH₃ adsorbée sur un agrégat de carbone, lequel est simulé par un substrat de graphite dans la direction (0001). Nous présentons ci-dessous quelques résultats marquants.

Géométrie d’équilibre

La minimisation de l’énergie d’interaction du système molécule-substrat par rapport aux mouvements d’orientation et de translation de celle-ci, montre deux positions d’équilibre avec des énergies quasi-égales :

* position (1) en « toupie » à une distance z = 3.15 Å avec une énergie de –146 meV ;

* position (2) en « trépied » à une distance z = 3.25 Å avec une énergie de –144 meV.

Mouvements

* La rotation de la molécule est empêchée par une barrière de 14 meV. La molécule subit plutôt un mouvement de libration autour de l’axe perpendiculaire à la surface.

è Nous avons donc deux types de molécules en nombres, par unité de surface, statistiquement quasi-identiques.

* Le mouvement latéral sur la surface est presque libre facilitant ainsi la migration.

* Selon le type de molécules, les modes de vibrations internes présentent des déplacements de fréquences différents avec ou sans (selon les modes) levées de dégénérescences.

Spectres

* Mode ν₁: C’est un mode d’étirement symétrique non dégénéré. Sa fréquence subit un déplacement pour les molécules adsorbées de type (1) différent de celui des molécules adsorbées de type (2).

è Le spectre infrarouge associé à ce mode comporte des doublets de raies d’absorption (transitions essentiellement vibrationnelles ) avec des intensités identiques.

* Modes ν₃ et ν₄: Ce sont deux modes de déformation doublement dégénérés. Les molécules adsorbées de type (1) voient leurs fréquences déplacées, tandis que celles de type (2) voient leurs fréquences déplacées et leurs dégénérescences levées.

è Les spectres infrarouge associés à ces modes comportent des groupes de triplets de raies d’absorption (transitions de vibration-orientation).

* Mode ν₂: C’est le mode de vibration-inversion où l’atome d’azote peut passer par effet tunnel à travers le plan formé par les trois atomes d’hydrogène. A l’état gazeux la fonction potentielle de ce mode est un double puits symétrique, et les transitions sont forcément de vibration-inversion-orientation.

è Le spectre est composé de doublets de raies d’absorption. Lorsque les molécules sont adsorbées, la fonction potentielle subit une assymétrie due à la différence d’énergie entre les positions (1) et (2). Les transitions sont essentiellement vibrationnelles avec ou sans inversion.

è Le spectre est alors formé de quadruplets de raies d’absorption (A. Lakhlifi et coll.).

24. Formation de H₂ dans le milieu interstellaire

Responsable : J.L. LEMAIRE

Rapport d'activité LERMA/UMR 8112

Laboratoire LERMA/LAMAp Université de Cergy-Pontoise

Toute l'activité de notre laboratoire entre dans le cadre de PCMI. Elle se rattache à 3 thèmes scientifiques:

1) Réactivité chimique hétérogène, 2) Milieu interstellaire, 3) Atomes et Molécules en Astrophysique.

I) Réactivité chimique hétérogène: Formation d'hydrogène moléculaire et de petites molécules sur des surfaces d'intérêt astrophysique à très basse température (FORMOLISM).

Il s'agit d'étudier au laboratoire les différents mécanismes de chimie hétérogène qui conduisent à la recombinaison d'atomes d'hydrogène à la surface des grains interstellaires (poussières solides ou couvertes de glaces) qui agissent comme catalyseur de la réaction H+H. En effet ces processus de formation de H₂ moléculaire par recombinaison d'atomes H sur des surfaces à très basse température ainsi que leur bilan énergétique détaillé sont encore très mal connus, tant par l'expérience que par l'observation ou par la théorie et la simulation, dans la grande variété de conditions physiques (T, p et flux UV) qui existent dans les différents types de milieux interstellaires (nuages diffus, nuages sombres, nuages moléculaires, enveloppes circumstellaires, régions HII compactes). Pourtant les données physico-chimiques concernant ces processus de formation sont indispensables à l'élaboration de modèles du milieu interstellaire réalistes (qu'il s'agisse de la formation moléculaire uniquement ou de modèles plus complexes comme les PDR –région de photodissociation- ou de divers modèles de chocs –C ou J- pour lesquels les taux relatifs de formation et de destruction sont de première importance). Leur fiabilité, notamment en ce qui concerne le bilan énergétique du MIS en général et des régions de formation stellaire en particulier, en est étroitement dépendante. Ce programme d'astrophysique de laboratoire est reconnu d'un très grand intérêt par la communauté astrophysique puisqu'il permettra, concernant H₂ le principal composant du milieu interstellaire et HD, de préciser et d'améliorer la connaissance du bilan énergétique du milieu interstellaire. Il s'agit d'un programme de physique fondamentale à l'interface entre la Physique et l'Astrophysique.

Le principal résultat expérimental attendu de l'ensemble du dispositif expérimental est la mesure, avec résolution rovibrationnelle, de l'état d'énergie interne des molécules formées au fondamental, désorbées du substrat dans la phase gazeuse ainsi que celle de leur énergie translationnelle. Ce type d'expérience, avec résolution rovibrationnelle et translationnelle n'a, à notre connaissance, jamais encore été réellement réalisé. Le processus de formation de H₂ est étudié dans des conditions aussi proches de celles du milieu interstellaire qu'il est possible de simuler au laboratoire (notamment les conditions de température et d'ultra-vide).

On s'intéressera plus particulièrement à l'influence des différents types de substrats (amorphes ou micro-cristallins) considérés comme analogues des grains ou de la poussière interstellaire et au rôle de nombreux paramètres: structurels (porosité, présence de dislocations), physicochimiques (notamment selon la nature de la liaison avec la surface catalytique soit par physisorption ou interaction par forces de Van der Wals avec des énergies de liaison E~10² K ou soit par chimisorption c'est à dire par interaction des nuages électroniques, faible E~10³ K ou forte E~10⁴ K), chimiques (activité ou passivité chimique du matériau) et physiques (notamment la mobilité en volume ou surface des atomes adsorbés). De nombreux substrats sont candidats à l'étude, tels les Silicates (dont l'Olivine MgxFe₂-x SiO₄), les Graphites (r <20 nm, l'élément le plus actif pour former H₂), les PAHs (dont une partie de l'équipe est spécialiste), le Carbone amorphe (catalyseur actif avec de nombreuses liaisons C pendantes), les grains à manteau glacé (tels qu'ils peuvent être formés en milieu protégé du rayonnement UV, avec accrétion notamment de CO, H₂O, NH₃, CH₄, CO₂ ou N₂), les grains à manteau organique réfractaire (résultant de l'action de l'UV sur les grains précédents et qui sont destructibles seulement par les chocs) ou enfin SiC ou MgS.

Le dispositif expérimental destiné à cette étude a été construit pendant la période 2001-2004. Le plan de recherche et le calendrier initialement fixés ont été tenus puisque nous avons abordé courant 2004, comme annoncé, les expériences scientifiques proprement dites. Elles ont été précédées courant 2001-2004 par différentes phases d'assemblage et de tests finaux des différents éléments de l'expérience détaillés ci-après. Quelques modifications et évolutions ont été apportées au montage initial en fonction des besoins.

2) Milieu interstellaire: Etude de la dynamique du milieu interstellaire dans les régions de formation stellaire: des protoétoiles aux nébuleuses par réflexion.

Une part importante de l'activité du LERMA/Cergy est réalisée, en coopération avec d'autres laboratoires de l'Observatoire de Paris (LESIA et LUTH), de l'IAS (Orsay) et internationaux (Université d'Aarhus, CFA Harvard), aux observations sur les grands télescopes internationaux, CFHT et ESO. Elle est consacrée, dans des régions de formation stellaire du milieu interstellaire, aux observations de nombreux objets à divers stades de leur évolution ainsi qu'à l'interprétation de ces observations à l'aide de modèles théoriques. Le but en est l'étude de la dynamique du milieu interstellaire dans ces régions et la détermination des caractéristiques physico-chimiques des milieux observés afin d'en inférer les mécanismes fondamentaux en œuvre, depuis la formation stellaire initiale au cœur des nuages sombres (Barnard 68) ou des protoétoiles (BHR71, LDN483) jusqu'aux grands nuages complexes (galactique OMC1, M17 ou extragalactique SMC-N88) où sont simultanément actifs des chocs issus de la formation stellaire en cours tout comme la photodissociation résultant de l'émission UV intense d'étoiles OB proches, de génération antérieure.

L'ensemble de ces observations est effectué grâce à l'émission dans de nombreuses transitions dans l'infrarouge de H₂ excité dans son niveau fondamental. H₂ est en effet le meilleur traceur de la structure spatiale et de la dynamique dans les régions actives de formation d'étoiles. En effet: (a) H₂ y est le composant principal du gaz, (b) H₂ est facilement excité dans son niveau fondamental, soit collisionnellement par l'impact d'ondes de chocs supersoniques (chocs de types J ou C, à front abrupt ou continu) soit radiativement par les photons UV émis par les étoiles voisines précédemment formées ("Photon-dominated regions" - PDRs), tous deux phénomènes caractéristiques des régions de formation stellaire soit, enfin, suite à sa formation sur les grains interstellaire par réaction chimique hétérogène, (c) la très haute résolution spatiale peut maintenant être obtenue dans l'infrarouge (VLT-NAOS-CONICA a un pouvoir de résolution de 55 milliarcsecondes dans la bande K à 2 µm), (d) l'émission de H₂, grâce aux nombreuses transitions (ortho et para) accessibles dans l'infrarouge peut relativement facilement permettre d'accéder aux conditions physiques et physico-chimiques régnant dans les milieux observés. Ceci est obtenu par la comparaison des données spectroscopiques résultants des observations avec des modèles de chocs et de PDR disponibles dans le cadre de nos collaborations (Observatoire de Paris et Institut d’Astrophysique Spatiale d'Orsay).

Nos programmes d'observation ont été régulièrement acceptés par les comités scientifiques de l'ESO (effectués sur les télescopes VLT avec différentes instrumentations – en particulier ISAAC et NACO) et au CFHT (avec PUEO et GriF). Toutes ces observations sont effectuées, en fonction des instruments, en spectroimagerie et en spectroscopie longue fente dans les différentes bandes infrarouge (principalement K mais aussi en fonction des besoins Z, J, H, L et M) grâce à l'observation des transitions rovibrationnelles de l'hydrogène moléculaire -13 transitions en bande K dont la principale est celle à 2.121 µm v=1-0 S(1). La haute résolution spectrale est nécessaire soit dans les fenêtres d'observation où les bandes moléculaires sont congestionnées (J et H) soit lorsqu'un champ de vitesse est présent dans le champ observé (cas d'OMC1 observé avec PUEO+GriF). Nous mettons également à profit l'optique adaptative (AO) pour obtenir la très haute résolution spatiale nécessaire à l'analyse de la structure à faible échelle du milieu interstellaire comme à la caractérisation des fines couches de transition aux frontières des nuages moléculaires.

3) Atomes et Molécules en Astrophysique: Spectroscopie et photodynamique de petites molécules.

Nous avons poursuivi au cours du quadriennal 2001-2005 notre activité antérieure de spectroscopie et de photodynamique sur des molécules aussi simples que CO et H₂O Les études, pour CO, sont liées principalement à l'interprétation des observations satellitaires dans l'ultraviolet (FUSE...) qui, grâce à l'augmentation de sensibilité des nouveaux instruments, requièrent des données physiques de base sur les transitions observées. Pour H₂O elles sont en relation avec des observations cométaires. Ces études ont été réalisées sur deux lignes de lumière basse énergie (SA63 et SU5 à très haute résolution) du synchrotron Super-ACO (LURE, Orsay) jusqu'à son arrêt en Décembre 2003.

25. Evolution des silicates dans le milieu interstellaire et les environnements circumstellaires

Hugues Leroux (responsable), Philippe Carrez, Carine Davoisne, Patrick Cordier

Laboratoire de Structure et Propriétés de Lille, Université des Sciences et Technologies de Lille.

Louis d’Hendecourt, Zahai Djouadi, Carine Demyk, Anthony Jones,

Institut d’Astrophysique Spatiale, équipe d’astrochimie expérimentale, Orsay.

Jean Grimblot, Léon Gengembre, Martine Frere

Laboratoire de Catalyse de Lille, Université des Sciences et Technologies de Lille.

Les récents programmes d’observations (en particulier ISO – Infrared Space Observatory) ont considérablement amélioré notre connaissance de la matière condensée dans les différents environnements astrophysiques. Ils ont permis d’esquisser le cycle de la poussière, depuis sa formation dans les étoiles en fin de vie, durant son transit dans le milieu interstellaire, jusqu’à son incorporation dans les nouvelles étoiles. En effet, la structure cristallographique, la taille des grains et des sous-grains, la composition chimique sont des traceurs de leur formation et de leur évolution.

Le but de notre travail est de proposer des expériences sur des matériaux analogues afin de tester l’influence des différents paramètres susceptibles d’être actifs dans les différents environnements astrophysiques. Ces expériences incluent l’étude les conditions de formation des grains, l’étude des paramètres influençant leur évolution, et l’étude des conditions de leur destruction. Pour répondre aux différentes questions, nous utilisons les concepts de type « science des matériaux », les outils spécifiques de synthèse, de traitements évolutifs (température, irradiation, d’interaction avec du gaz, …) et des outils de caractérisation (analyse chimique, morphologique, structurale, thermodynamique, …). Une attention particulière a été portée sur les modifications induites par irradiation (ions et électrons).

Irradiation dans le milieu interstellaire

Les silicates sont amorphes dans le milieu interstellaire. Ils proviennent pourtant des étoiles en fin de vie où ils sont majoritairement cristallins. Ceci montre qu’il y a eu amorphisation des silicates après leur injection dans le milieu interstellaire. Pour expliquer la disparition des silicates cristallins dans le milieu interstellaires, l’hypothèse la plus plausible est une amorphisation suite à un bombardement d’ions (H⁺ et He⁺) accélérés dans les ondes de choc de supernovae. L’étude réalisée s’appuyait sur un couplage d’expériences d’irradiation, de caractérisation en microscopie électronique en transmission (MET) et de spectroscopie infrarouge. Les irradiations ont été réalisées avec les ions He⁺ sur les lames ultraminces d’olivine Mg₂SiO₄ et d’enstatite MgSiO₃ à des énergies et fluences comparables à celles des chocs interstellaires. Nous avons ainsi pu déterminer la fluence critique d’amorphisation, situées entre 10¹⁶ et 5.10¹⁶ ions/cm². Ces valeurs sont tout à fait comparables à celles attendues dans les ondes de choc de supernovae qui traversent continuellement le milieu interstellaire diffus où les grains passent la fraction la plus longue de leur vie. Les spectres IR des silicates irradiés sont en bon accord avec les observations ISO des silicates dans le milieu interstellaire. Pour ces échantillons ultraminces, nous avons également mis en évidence des changements de composition, avec une diminution des rapports O/Si et Mg/Si. Nous pensons que le mécanisme de pulvérisation (« sputtering »), qui résulte de collisions binaires particulièrement efficaces pour amorphiser la structure cristalline, est la cause de ces modifications chimiques consécutivement à des pertes préférentielles d’O et de Mg. Des échantillons ont aussi été irradiés in situ dans un spectroscope de photoélectrons (XPS), et nous avons ainsi pu mettre en évidence l’apparition de fer métal, ce qui traduit là encore une perte préférentielle d’oxygène sous irradiation. Les résultats de ces études ont fait l’objet de 4 publications (Demyk et al., 2001 A&A, Carrez et al., 2002a MAPS, Demyk et al., 2004, ASPC ; Demyk et al., 2004 A&A).

Evolution des silicates sous rayonnement ionisant

Le cycle des poussières se termine par leur incorporation dans des étoiles en formation. Les silicates sont alors soumis à des rayonnements énergétiques, avec une prédominance ionisante marquée. Nos expériences ont été réalisées in situ dans microscope électronique en transmission (MET), les électrons incidents du microscope seront alors utilisés comme source d’irradiation. Nous avons pu ainsi faire un suivi dynamique des modifications induites. Ces dernières incluent les évolutions de composition chimique et structure cristalline. Les expériences ont été menées sur des verres silicatés de composition MgSiO₃ et Mg₂SiO₄ et des cristaux de forsterite Mg₂SiO₄ et de fayalite Fe₂SiO₄. Dans le cas des verres nous avons mis en évidence des décompositions spinodales suivis de cristallisation de phase de forte ionicité (riche en MgO). Dans le cas des cristaux, l’irradiation électronique provoque un écroulement de la structure cristalline et la formation de nouveaux cristaux, MgO dans le cas de la forsterite, et fer métal dans le cas de la fayalite. Nous avons aussi mis en évidence une volatilisation préférentielle d’oxygène et de magnésium. Une irradiation ionisante provenant des étoiles en formation peut donc faire évoluer la composition des matériaux finement divisés du disque protoplanétaire associé. Les résultats de ces expériences sont rassemblés dans les articles suivants : Carrez et al., 2001 Phil Mag ; Carrez et al., 2002b MAPS, Carrez et al., 2003 NIMB, Davoisne and Leroux 2004 (en prep).

Evolution des silicates sous traitements thermiques

La présence de silicates cristallins autour des étoiles en formation suggère que les silicates recristallisent par réchauffement dans la région interne du disque proto-planétaire, d’où ils sont ensuite redistribués. Afin d’étudier le mécanisme de cristallisation, nous avons mis en place des expériences de recuit « in situ » dans un microscope électronique en transmission (MET) équipé d’un porte objet chauffant, ainsi que d’autres expériences permettant de suivre l’évolution structurale par spectroscopie infrarouge. Dans les deux cas, les échantillons utilisés sont des couches minces de silicates amorphes (50- 100 nm d’épaisseur), de composition (Mg_1.8Fe_0.2SiO₄). Nous avons observé une recristallisation des échantillons dans une gamme de température 600-800°C. Les résultats obtenus par microscopie électronique analytique et par infrarouge montrent que les cristaux formés sont de l’enstatite (MgSiO3) ou de la forsterite Mg₂SiO₄ (selon les conditions des recuits). Dans tous les cas, il se forme aussi une phase métallique Fe⁰. La composante ferreuse initialement présente a donc été réduite et extraite du silicate lors des traitements thermiques. La microstructure des échantillons recuits est assez similaire à celle des GEMS « glass embedded with metal and sulfides » que l’on trouve fréquemment dans les IDPs (interplanetary dust particles) les plus primitives.

Microstructure d’un silicate recuit « in situ » dans un microscope électronique en transmission. Le silicate, initialement amorphe, est recristallisé. Les billes sombres correspondent à du métal Fe⁰ qui ont été expulsées du silicate.

26. Photochimie de CH⁺ dans l’espace interstellaire

RESPONSABLE du PROJET : R. McCarroll E-mail : mccarrol@ccr.jussieu.fr

Laboratoire DIAM (UMR 7066 du CNRS)

Université Pierre et Marie Curie

4 place Jussieu

75252-PARIS Cedex 05

Laboratoire de Chimie Physique : Matière et Rayonnement (UMR 7614 du CNRS)

Université Pierre et Marie Curie

11, rue Pierre et Marie Curie

75231-PARIS-Cedex 05

En collaboration avec

Tasko P. Grozdanov , Professeur Invité UPMC et Professeur, Institut de Physique, Belgrade

Lidija Andric, Maître de Conférences

Isabella Baccarelli (Allocataire de recherche 2000-2003)

Foudhil Bouakline (Allocataire de recherche 2002-2005)

Nos activités de recherche dans la période 2001-2004 concernent principalement le développement des méthodes de calcul permettant de déterminer la section efficace de photo dissociation des molécules.

L’énergie des photons interstellaires étant insuffisante pour exciter directement un état dissociatif de la plupart des molécules simples présentes dans les nuages moléculaires (par exemple H₂, CO, CH⁺,...), la dissociation procède plutôt d’une manière indirecte, faisant intervenir le couplage non adiabatique entre états discrets et états du continu. Ceci conduit à une grande sélectivité en fréquence de la section efficace de fragmentation de la molécule. En conséquence, les photons susceptibles de dissocier une molécule sont souvent complètement absorbés par la couche externe d’une région et ne pénètrent pas la région interne. La molécule CO fournit un bon exemple de ce phénomène où la photo dissociation se produit par l’excitation de l’état lié B¹Σ⁺, qui est couplé à l’état dissociatif D’¹Σ⁺. Dans un tel système couplé, des états stationnaires de vibration d’un système adiabatique se transforment en états quasi-liés (ou résonances) avec une durée de vie finie. Dans la figure 1, on présente sous forme graphique la variation de la largeur de ces états, libellés par n=1-10. On peut identifier n=1-3 avec les états de vibration v=0-2 de l’état lié B¹Σ⁺, où la dissociation se produit alors par effet tunnel. Mais pour les états liés n>3, le largeurs deviennent plus grands et il n’y a pas de correspondance simple un état quasi-lié avec un état spécifique de vibration

Le problème de calcul de la section efficace de photodissociation vient de la nécessité de décrire aussi bien le fond continu que la structure résonante. Dans la méthode indépendante du temps, l’approche la plus directe consiste à calculer numériquement la fonction d’onde du système pour chaque énergie. Mais un tel calcul devient délicat au voisinage des résonances et n’est ni très élégant ni commode pour des systèmes couplés. La méthode dépendant du temps est plus élégante mais nécessite un temps très long de propagation du paquet d’onde pour obtenir une description précise des résonances.

Diabatic (full curves) and adiabatic (dashed curves) final potential energy curves. Shown are the positions of the first ten quasi-bound vibrational levels(shaded areas) he zero of energy is at the minimum of the diabatic B¹Σ⁺ potential energy curve.

Photodissociation cross section of ¹²C¹⁶O, ¹³C¹⁷O,¹³C¹⁸O isotopomers in the photon energy range [100000, 106000] cm^-1.

Nous avons opté pour une méthode originale que nous avons développée entre 1996 et 2000. Nous utilisons un formalisme indépendant du temps, mais au lieu de déterminer explicitement la fonction d’onde du système, nous calculons directement la section efficace par l’intermédiaire de l’opérateur de Green. Afin de généraliser nos calculs facilement aux systèmes complexes, nous utilisons une représentation sur une base de variables discrétisés (DVR), ce qui permet de réduire les calculs à une série d’opérations matricielles. En outre, on introduit un potentiel asymptotique absorbant complexe permettant d’absorber le flux de l’état continu. Il existe deux approches pour le calcul de la section efficace de photodissociation: la première, utilisant un développement récursif de l’opérateur de Green et la seconde, utilisant une représentation spectrale de l’opérateur de Green. Les deux méthodes sont complémentaires. La première méthode est simple à mettre en oeuvre et convient pour le calcul de la section efficace quand les résonances sont relativement large (>50 cm^-1). Mais, quand les résonances sont étroites (<20cm^-1), le développement récursif de l’opérateur de Green converge trop lentement et il est préférable d’utiliser une représentation spectrale de l’opérateur de Green.

Pour trouver une représentation spectrale de l’opérateur de Green il suffit de diagonaliser le Hamiltonien (incluant le potentiel complexe absorbant) pour déterminer l’ensemble des valeurs propres et des vecteurs propres. Ensuite, la section efficace s’obtient en faisant une somme sur l’ensemble de tous les vecteurs propres. Pour des systèmes complexes ne faisant intervenir que 2 voies adiabatiques couplées, une diagonalisation directe du Hamiltonien ne pose pas de problème. Mais au-delà de 2 voies, nous avons trouvé que l’algorithme récursif de Lanczos est beaucoup plus efficace. La méthode, qui est similaire à celle utilisée par notre groupe pour la photo ionisation des atomes, évite la diagonalisation explicite du Hamiltonien et est très rapide.

Comme première application, nous avons calculé la section efficace de photodissociation des isotopomères de CO pour les fréquences entre 90000 et 106000 cm^-1. On observe que la section efficace est dominée par 10 résonances, dont les quatre premières correspondent aux résonances de forme. Les trois suivantes sont de faible importance. En revanche, les trois résonances plus élevées sont du type Feshbach donnent une grande contribution à la section efficace et varient considérablement d’un isotopomère à l’autre.

Le calcul le plus complet concerne la molécule CH⁺. Malgré le rôle clé de CH⁺ dans l’astrochimie des molécules carbonées, il manquait des mesures de précision permettant de tester réellement les modèles théoriques. Grâce à l’anneau de stockage d’ions de Heidelberg, l’ion CH⁺ a pu être étudié en laboratoire dans les conditions proches du milieu interstellaire. Le spectre de photoabsorption correspondant aux fréquences juste au-dessus le seuil de photodissociation en C⁺(²P_1/2 ) +H(²S) a révélé l’existence d’un fort couplage non-adiabatique induit par le couplage spin-orbite. Nos calculs permettent de reproduire parfaitement la structure expérimentale (avec en plus la valeur absolue de la section efficace)

Photodissociation cross section of CH⁺ in the rotational state (v=0, J=8) as function of photon energy. On the left side are the experimental results. On the right side are our theoretical results. The lower and upper fine-structure limits are marked by dotted vertical lines.

27. Etude des propriétés optiques des grains interstellaires : mécanismes d’émission à basse température