Programme National

de Physique Chimie du Milieu Interstellaire

(PCMI)

La recherche sur la Physique et la Chimie du Milieu Interstellaire est un domaine scientifique dont l’avancement est étroitement lié à la qualité des échanges interdisciplinaires entre des communautés d’astronomes, de physiciens et de chimistes. Les personnes qui ont à cœur d’encourager et de favoriser ces échanges au sein de la communauté scientifique française sont soutenues par le CNRS, le CEA et le CNES depuis de nombreuses années. Cette action interdisciplinaire reconnue comme exemplaire par de nombreux collègues étrangers (comme en témoigne la participation des équipes françaises à « Molecular Universe ») a grandement contribué à l'avancement des connaissances scientifiques autour des résultats des grands observatoires au sol et spatiaux de l'UV aux ondes radios, en particulier l'IRAM et ISO. Cette dynamique se poursuit à un rythme soutenu dans un contexte astrophysique qui, avec les gains en sensibilité et définition angulaire des observations, s'élargit à l'évolution des galaxies, les condensations proto-stellaires et les disques proto-planétaires. Les grands observatoires des années à venir (Herschel, Planck, ALMA et le James Webb Space Telescope - JWST) contribueront tous à stimuler notre champ de recherches.

Convaincus que l’interprétation de ces observations doit continuer de déboucher et s’appuyer sur une compréhension physico-chimique de la nature et de l’évolution de la matière dans l’espace, nous demandons le renouvellement du programme.

Ce document a pour objectif de faire un bilan des résultats récents et des recherches de la communauté PCMI et également de présenter des éléments de prospective qui guideront son action future, en particulier sa contribution a la préparation scientifique de Herschel et ALMA.

Nous avons demandé à chacune des équipes financées au cours des années 2001 à 2004 d’écrire un bref compte rendu de leurs recherches. Leurs réponses réunies dans ce document constituent le bilan de l’activité de PCMI. La prospective a été organisée autour de six groupes de travail et des thèmes :

1. Grands Observatoires et prospective instrumentale

2. Groupe  « interface PNP / PNPS » 

3. Caractérisation spectroscopique 

4. Réactivité/ Collisions / Chimie théorique

5 Simulations numériques et couplages non-linéaires

6 Bases de données et observatoire virtuels

Elle s’est également nourrie d’un débat avec l’ensemble des participants au colloque PCMI en septembre. Les textes rédigés par les groupes de travail constituent la partie prospective de ce document.

Prospective du Programme National

de Physique Chimie du Milieu Interstellaire

(PCMI)

1. Grands Observatoires Et Prospective Instrumentale

S. Guilloteau et F. Boulanger

Les objectifs astrophysiques principaux qui orientent les recherches sont liés à la compréhension du milieu interstellaire et de son importance dans le cycle de la matière. Les moyens d’observation nécessaires sont donc ceux qui permettent d’étudier les principaux constituants de ce milieu: gaz diffus, nuages moléculaires denses et en majorité froids, poussières. L’étape des découvertes des composants du milieu interstellaires (molécules, grains, PAHs, nano-grains) est maintenant essentiellement dépassée (à l’exception de l’identification des porteurs des DIBs et des espèces faisant le lien entre molécules et nano-grains), et la progression de nos connaissances requiert des observations de plus en plus détaillées. La communauté PCMI s’intéresse donc

- à des domaines de longueur d’onde de plus en plus complets, afin de mieux caractériser les constituants du milieu interstellaire (e.g. l’étude des bandes interstellaires diffuses, de l’émissivité des poussières en particulier dans le sub-mm et IR lointain, etc…)

- à l’augmentation de la résolution spatiale et spectrale, pour la caractérisation fine de la géométrie et de la cinématique des milieux astrophysiques étudiés, et donc leur modélisation détaillée

- à l’augmentation de la dynamique spatiale (grands relevés à résolution angulaire élevée) pour la compréhension des lois d’échelles et des processus turbulents dans le milieu interstellaire

- à des catégories d’objets astrophysiques de plus en plus variés, comme « laboratoires » ou les effets de certains processus physiques peuvent être plus clairement identifiés (e.g. chocs autour des étoiles jeunes) s’exercent dans des conditions légèrement différentes. La compréhension des mécanismes physico-chimiques dans des milieux relativement « simples », comme les disques proto-planétaires, les enveloppes circumstellaires, ou les régions de photo-dissociation isolées est en effet une étape indispensable dans la recherche d’une compréhension globale des processus complexes qui règnent dans le milieu interstellaire stricto-sensu (nuages moléculaires denses et diffus, nuages de HI).

En raison de ces exigences de haute dynamique spatiale et de haute résolution angulaire et spectrale, la communauté PCMI s’intéresse principalement à des grands instruments. Compte tenu de la gamme de température abordée (typiquement 10 à 300 K), ce sont en particulier les domaines millimétrique et IR lointain, occasionnellement IR proche, qui sont favorisés par PCMI. Par chance, ce sont là des domaines qui verront s’ouvrir d’ici 4 ans deux observatoires majeurs, l’un sol (ALMA), l’autre spatial (Herschel).

- Les télescopes millimétriques et sub-millimétriques progressent:

Les télescopes de l'IRAM continuent d'évoluer très significativement:

- l'avènement de récepteurs multi-pixels au télescope du 30-m permet la mise en route d'observations à grand champ du milieu interstellaire. Seront particulièrement affectées l'imagerie de galaxies proches et les études sur la turbulence dans le milieu interstellaire.

- Très récemment doté de 6 antennes, le Plateau de Bure est entré dans une nouvelle phase d'exploitation. De plus, la nouvelle génération de récepteurs du Plateau de Bure (mi 2006) permettra d'accroître sa sensibilité d'un facteur 2 à 4, ainsi que d'ouvrir de nouvelles bandes de fréquence: 130-170 GHz et 250-370 GHz. Ces gains en sensibilité et couverture en fréquence seront bénéfiques pour de nombreuses études (formation d'étoiles massives, disques proto-planétaires, étoiles AGB et post-AGB, etc...). L'évolution des méthodes d'imagerie permet la réalisation de mosaiques de façon plus routinière: peuvent en bénéficier les études sur les régions de photo-dissociation, et/ou les images de galaxies. Enfin, le Plateau de Bure offrira pour la première fois la possibilité d'accéder à la polarisation des émissions.

- La combinaison de ces 2 instruments est un atout unique au monde pour PCMI. En effet, la nature multi-échelle du milieu interstellaire impose de combiner les observations à haute résolution angulaire avec des moyens d'observation sur un grand champ.

Le Plateau de Bure sera en outre dans une situation particulière dans les prochaines années, en raison de la fusion entre BIMA et OVRO pour former CARMA. Pendant cette periode, seuls le Plateau de Bure et l'interféromètre de Nobeyama, considérablement moins sensible, seront opérationnels. Ceci peut-être bénéfique mais aussi dangereux, en raison de la pression vraisemblablement très importante de demandes provenant de l'extérieur de la communauté IRAM. Cette situation est à mettre en parallèle avec les débuts actuels du SMA (Sub Millimeter Array). Cet instrument d'équipe (a priori non accessible à la communauté française) permet pour la première fois la haute résolution angulaire dans le domaine sub-millimétrique, et est en principe très complémentaire du PdB.

En outre, à court terme (2005), la communauté française aura un accès possible au domaine sub-millimétrique dans l'hémisphère sud grâce au télescope APEX. La faible fraction du temps accessible (5 %) nécessite un choix stratégique des projets. Les autres télescopes sub-mm subissent cette même limitation, que ce soit le JCMT (malgré l'initiative européenne d'accès trans-national) ou le CSO (pour lequel des collaborations efficaces sont déjà en place).

- Herschel décolle

Comme ISO l'a été dans le passé (et l'est encore, car les difficultés instrumentales font que l'exploitation scientifique des résultats d'ISO n'est pas achevée et que des résultats originaux sont encore à attendre.) pour le domaine IR proche & IR moyen, Herschel sera un observatoire clé pour la communauté PCMI dans le domaine IR lointain & sub-millimétrique. Pratiquement tous les sujets abordés à PCMI sont directement concernés par le télescope Herschel. Compte tenu de la date de lancement, l'organisation des consortiums de temps garanti est en cours d'achèvement.

Les observations de H₂O avec la haute résolution spectrale offerte par les récepteurs hétérodynes sont très attendues. H₂O est une molécule clé dans la chimie du milieu interstellaire, en particulier dans les régions de formation d'étoiles. Elle offre aussi des possibilités uniques de diagnostic des conditions physiques. On peut également attendre un apport original à la chimie interstellaire des relevés spectraux de sources de référence représentatives des diverses étapes de l'évolution de la matière. L'étude des milieux diffus et de la relation entres les différentes composantes du milieu interstellaire, notamment par l'observation à haute résolution spectrale de la raie de CII est également un objectif prioritaire.

Herschel présente un enjeu considérable pour la communauté PCMI. Pour en tirer le maximum d'informations scientifiques, il est essentiel de développer des outils d'analyse adaptés en particulier aux surveys spectraux et de réduire les incertitudes qui pèsent sur les propriétés des molécules dans le domaine IR - IR lointain - submm: fréquences et forces de raies de transitions rotationnelles et ro-vibrationnelles, coefficients de collisions, mécanismes de fluorescence, etc...

Herschel et Planck auront aussi des conséquences sur notre connaissance des propriétés des poussières dans des milieux astrophysiques très variés. Les poussières galactiques seront pour l'essentiel un contaminant pour la mission Planck, mais la nécessité même de les soustraire proprement pour récupérer l'information cosmologique apportera une vision unique de leurs propriétés à grande échelle. L'émission submm/mm des grains est aujourd'hui utilisée comme traceur de la masse dans les condensations protostellaires et proto-planétaires. La sensibilité de Herschel et Planck permettra de tracer la structure du MIS dans sa globalité du milieu diffus aux coeurs denses dans les nuages moléculaires. Ces deux satellites ouvriront un domaine spectral encore peu exploré de l’émission de la poussière et donc une nouvelle perspective sur la nature et l'évolution des grains dans les milieux inter et circumstellaires. L'exploitation des données comprendra en effet l’étude des propriétés d'émission des grains à grandes longueurs d'onde en fonction de leur composition, leur température, leur structure et leur taille. La possibilité de mesurer la polarisation de l'émission thermique de la poussière ouvrira également une nouvelle perspective sur la nature des grains et sur le lien entre la structure de la matière interstellaire et celle du champ magnétique.

- le VLT offre de nouvelles perspectives

Le CFHT a permis l'obtention de résultats originaux, en particulier en spectro-imagerie dans l'infrarouge proche. Le VLT offre maintenant une pléthore d’instruments (UVES, ISAAC, NACO, VISIR, et bientôt CRIRES) qui le rendent adapté à l'étude de certains aspects du milieu interstellaire. L'étude du milieu diffus peut progresser significativement par l'obtention de spectres en absorption devant des étoiles, voire même des quasars.

L'avènement de la caméra VISIR, qui permettra l'observation de raies fondamentales de H₂, ouvre des perspectives importantes à court terme. Le développement de l'optique adaptative, mais aussi de l'interférométrie avec AMBER et MIDI, est aussi significatif pour l'étude de la physico-chimie des poussières proches des étoiles, en particulier de la composition des glaces, de la distribution des PAHs, et/ou de l'évolution de la minéralogie des poussières.

- ALMA se dessine

L'ouverture officielle de ALMA à la communauté est prévue pour 2008. Cette date reste encore sujette à caution, et il s'agira en outre d'une ouverture limitée, avec peu de télescopes (6 à 8). Le véritable démarrage d'ALMA aura lieu vers 2010, quand le nombre de télescopes sera suffisant pour offrir des capacités d'imagerie instantanée. La qualité d'imagerie d'ALMA devrait être alors un élément essentiel pour de nombreuses études. Contrairement à celui d'Herschel, le domaine de fréquence d'ALMA est beaucoup mieux connu, puisque que plusieurs interféromètres auront déjà défriché ce domaine (PdB, BIMA, OVRO, NRO, SMA et CARMA). Le gain apporté par ALMA sera qualitatif (précision des images) et quantitatif (résolution angulaire, capacité d'effectuer des surveys significatifs).

ALMA représente un formidable développement des possibilités offertes par l'interféromètre de l'IRAM en termes de sensibilité, résolution angulaire et couverture spectrale. Ces avancées sont particulièrement critiques pour l'étude de la structure du milieu interstellaire dense et de l'évolution de la matière le long du processus de formation des étoiles et de leurs planètes, en particulier la phase initiale de formation des condensations proto-stellaires qui est à ce jour l'étape la plus méconnue du processus de formation des étoiles.

Elles pourront l'être aussi pour l'étude du milieu interstellaire dans les galaxies les plus lointaines.

En raison de la faible part Française dans le projet ALMA (7 % environ), la sélection des projets et leur préparation devront être particulièrement rigoureuses. Il importe donc que les équipes concernées bénéficient au maximum de l'avantage que peut constituer l'accès aux télescopes de l'IRAM dans cette période pre-ALMA, mais aussi se dotent des outils d'analyse appropriés à l'amélioration significative de la qualité d'image procurée par ALMA.

SPITZER commence

L'observatoire spatial infrarouge Spitzer vient d'ouvrir une nouvelle ère dans l'exploration du ciel infrarouge. Cet observatoire représente pour la communaute PCMI une opportunité exceptionnelle de poursuivre les travaux réalisés avec ISO sur (1) la nature et l'évolution des grains interstellaires, (2) la caractérisation des glaces moléculaires et (3) la structure du milieu interstellaire. Le gain en sensibilité et résolution angulaire par rapport à ISO est très important pour l'étude spectroscopique (5-40 micron) des poussières dans les disques, autour des proto-étoiles de faible luminosité et dans les galaxies IR. La participation de la communauté française à l'analyse scientifique des observations Spitzer, en particulier celles obtenues dans le cadre des programmes Legacy rapidement rendues publiques, est une étape importante vers la définition de futurs projets d'observation pour l'IRAM, Herschel et ALMA.

Les autres opérations

La communauté PCMI est aussi concernée par d'autres opérations comme FUSE pour l'étude de H₂ et HD, et devrait s'impliquer, au moins ponctuellement, dans l'exploitation de SOFIA via la participation au spectro-imageur SAFIRE. Ce grand télescope embarqué dans un avion à haute altitude sera important pour les études de spectroscopie à haute résolution spectrale (hors des raies de OH et H₂O encore trop opaques). La communauté française peut s’y placer par les développements technologiques de récepteurs sub-mm.

Prospective Instrumentale

Le domaine infrarouge est riche en raies atomiques et moléculaires. Depuis la fermeture du foyer IR du CFH la communauté n'a plus accès à un instrument spectrométrique de haute résolution spectrale dans ce domaine. Ce manque va être en partie comblé par l'installation prochaine du spectromètre à réseau échelle CRIRES sur le domaine 1-5 micron. Il existe une forte motivation dans la communauté PCMI pour réaliser un instrument spectro-imageur et pour étendre ces observations aux bandes N et Q en particulier pour observer les raies de rotation de H₂.

Les raies de rotation de H₂ sont les raies d’émission les plus intenses du gaz moléculaire pour des températures supérieures à ~200 K. Elles permettent de directement observer le gaz moléculaire chauffé radiativement ou dynamiquement dans les régions de formation stellaire, autour des jeunes étoiles, en particulier dans les disques, et aussi dans les régions de dissipation de l'énergie turbulente du milieu interstellaire. Apres ISO, Spitzer permet à nouveau de les observer de l'espace avec une grande sensibilité mais une résolution spectrale très limitée (600 pour les raies S(1) et S(2) et 60 pour les raies S(3) et S(4)). Des observations d’objet compacts (par exemple les disques) sont réalisées depuis peu d’Hawaii notamment avec le spectromètre à réseau TEXES de l’équipe de John Lacy. Cette équipe poursuivra ce type d’observations avec SOFIA. L’instrument VISIR sur le VLT devrait jouer un rôle dans ce domaine, mais avec une résolution spectrale limitée.

La stabilité de l'émission atmosphérique fait du Dôme C un site exceptionnel pour la spectro-imagerie de l'émission étendue du milieu interstellaire et des régions de formation d'étoiles (poussières et raies du gaz) dans l'IR thermique en particulier les raies S(1) et S(2) de H₂ en bandes N et Q. A la réunion organisée à Toulouse en Juin 2004, un projet d'installation d'un télescope IR de 2m sur ce site a été présenté par les Australiens. Dans cette perspective, la communauté PCMI serait intéressée par la construction d'un spectro-imageur à transformée de Fourier. A plus long terme, un instrument de ce type nous semble aussi pertinent pour un ELT, notamment pour l'étude des phases initiales de la formation des planètes à travers l'observation à haute résolution spectrale de H₂ de leur contenu en gaz et de sa cinématique.

Projets Spatiaux

La communauté PCMI a proposé deux projets en réponse à la prospective CNES. Ces projets s'intègrent dans deux des grands thèmes retenus dans la prospective de l'ESA (Cosmic Vision 2015-2025): Formation and History of Galaxies et The birth of Stars and Planets.

Le premier projet est un mini-satellite, H2EX, dédié à l'observation des raies de rotation de H₂. Sa principale motivation est la recherche dans parties extérieures des galaxies de gaz H₂ non associé à la formation stellaire qui rendrait compte de la masse baryonique manquante et jouerait un rôle important dans l'évolution des galaxies.

Le deuxième est un interféromètre hétérodyne qui permettrait d'étudier la formation stellaire et planétaire à partir de l'observation de raies sub-mm de l'eau à haute résolution spectrale et angulaire.

La communauté PCMI est également associée aux projets de satellite pour l'observation de la polarisation du fond cosmologique. Les objectifs cosmologiques ne pourront être atteints sans une compréhension fine de la polarisation de l'émission des poussières Galactique, de la structure du champ magnétique dans le voisinage solaire et de son rôle dans la structuration de la matière.

2. Interface avec les programmes PNP,PNPS et le GDR Exobio 

D. Despois, E.Josselin, L. d’Hendecourt, S. Derenne, E. Roueff

Le « pavage » de l’astronomie par une série de programmes pose naturellement la question des interfaces. Ces interfaces sont fréquemment multiples. Nous développons plus particulièrement celles avec les programmes PNP, PNPS ainsi que le GDR Exobio et ne considérons pas les actions transversales telles que le GRETA (transfert de rayonnement) et l’ASSNA dédiée à la simulation numérique. D’autres recouvrements existent, avec le PNG (Galaxies), le PNC (Cosmologie), le PNCA (Chimie Atmosphérique), le GDR Glaces, l’ASOV (observatoires virtuels),… Le développement des nouveaux instruments d’observation et équipements de laboratoire nécessitant des financements importants peuvent concerner plusieurs communautés et PN. On peut citer dans ce cadre les études liées au Dôme-C, au VLTI, les instruments spectroscopiques du satellite Herschel et de l’instrument ALMA. Il est indispensable que les communautés abordant un même sujet par diverses voies d’approche se rencontrent régulièrement. Des ateliers et écoles permettent les échanges d’idées et rencontrent un succès indéniable. Dans ce cadre, les ateliers sur la formation des systèmes planétaires, soutenus effectivement par les trois programmes mentionnés, constituent un bon exemple.

2.1. PNPS

L’interface avec le Programme National de Physique stellaire concerne deux thèmes particuliers :

- les phases avancées de l’évolution stellaire, les enveloppes circumstellaires (étoiles carbonées, Mira, proto nébuleuses planétaires, nébuleuses planétaire) et la question de la formation des grains

- les objets stellaires jeunes, de faible ou forte masse : protoétoiles, disques de gaz et de poussières (également à l’interface PNP), jets et flots bipolaires , zones de choc associées, hot cores (et hot corinos)

L’aspect « objet » est plus du domaine du PNPS, tandis que les processus et la spectroscopie sont plus abordés par PCMI, sans que la frontière soit complètement étanche. L’influence des domaines spectraux autrefois distincts (radio et IR pour le milieu interstellaire, visible pour les étoiles) est encore présente dans la répartition entre les deux programmes, même si elle s’estompe progressivement.

Des expertises croisées entre PCMI et PNPS permettent une bonne coordination des projets.

2.2. PNP

L’interface PCMI-PNP est particulièrement riche, autour du  thème ''formation des systèmes planétaires''. L’étude des météorites et petits corps est une mine d’informations sur un cas particulier de formation stellaire et planétaire. Le gaz et les poussières de la nébuleuse sont dans des conditions physiques et ont une nature proche de celle du milieu proprement interstellaire. Ils en sont de plus issus, avec une évolution qu’il s’agit de mieux connaître.

Il y a donc ici une interface commune au PCMI, au PNPS et au PNP, avec un accent plus marqué sur le PNP pour les objets les plus évolués. Citons les points principaux :

- l’étude des isotopes (Al26, Be, Fe60…) permet l’étude de l’irradiation de la nébuleuse par la proto-étoile, ainsi que l’irradiation et l’enrichissement du gaz avant l’effondrement par les étoiles AGB, les Wolf-Rayet et les supernovae. Elle permet en outre la datation ou la mesure de la durée de certaines phases.

- Les météorites et les IDPs permettent également l’étude des gaz rares, des phénomènes de fractionnement (en particulier D/H) dans la nébuleuse.

- La différentiation chimique des objets du système solaire en fonction de leur distance au soleil contraint les modèles de nébuleuse (température, densité, turbulence, …)

- La structure physique des disques et leur dynamique, la simulation hydrodynamique de leur formation, le transfert du rayonnement sont également des sujets d’intérêt commun

- La simulation en laboratoire permet d’aborder les processus de formation et d’évolution des glaces et des grains réfractaires (irradiation des glaces et des silicates par des particules énergétiques et des photons X ou UV)

- Les méthodes d’analyse de matière extra-terrestre, et les données atomiques et moléculaires (comètes, atmosphères planétaires et exo-planétaires) sont en grande partie communes

Il faut se garder toutefois de généraliser hâtivement tout résultat sur la nébuleuse proto-solaire à l’ensemble des disques proto-stellaires, et apprécier justement son degré de typicité.

2.3. GDR exobiologie

L’interface avec le GDR Exobiologie s’inscrit dans ses deux thèmes « Origine de la Vie terrestre » et « exobiologie dans le système solaire et le milieu interstellaire ». Elle concerne les questions de l’origine des molécules prébiotiques et de l’homochiralité du vivant, pour lesquelles des pistes sérieuses font intervenir la matière interplanétaire (particules de poussières, météorites, noyaux de comètes, astéroïdes) régulièrement apportée à la Terre, et en quantité particulièrement abondante sur la Terre primitive, dans les premiers 500-1000 Ma. Il s’agit ici d’une interface triple PCMI-PNP-Exobio, puisque les molécules carbonées complexes produites dans le milieu interstellaire doivent d’abord parvenir en partie dans la nébuleuse protosolaire, pour y être incorporées dans les comètes et astéroïdes.

2.4. Les projets d’interfaces

Les enveloppes circumstellaires (Interface PNPS)

L’étude des enveloppes circumstellaires telle qu’elle est perçue au PNPS concerne essentiellement le processus de perte de masse et le transfert du rayonnement. Les aspects importants de physico-chimie de la matière circumstellaire semblent donc « négligés » et l’apport du PCMI est essentiel.

On peut distinguer trois thématiques, fondamentales pour l’étude des enveloppes circumstellaires, et ayant un intérêt direct pour la communauté PCMI.

- la poussière circumstellaire : des considérations simples de cinétique montrent que les poussières interstellaires se sont nécessairement formées dans les milieux circumstellaires. L’étude des processus de nucléation et de croissance des grains passe donc par une bonne compréhension des enveloppes circumstellaires. Ces aspects sont d’ores et déjà pris en compte par le PCMI (par ex. l’étude des PAHs et macro- molécules en général avec l’expérience PIRENEA, qui jouent certainement un rôle-clé dans la formation des poussières. Par ailleurs, le champ de rayonnement incident sur ces poussières (étoile centrale) étant très bien contraint, les propriétés optiques de ces grains peuvent être étudiées en détail dans les enveloppes circumstellaires, à l’aide des codes de transfert soutenus par le PNPS et dont le PCMI pourrait encourager le développement.

- le gaz circumstellaire : La composante gazeuse des enveloppes circumstellaires est le siège d’une chimie complexe, comparable à celle milieu interstellaire froid. Les réactions ion - molécule y sont en effet dominantes (si on exclut les zones de choc et les PDRs, qu’on rencontre également dans certaines enveloppes circumstellaires). Là encore, les bonnes contraintes sur le champ de rayonnement et la géométrie plus simple que celle des nuages moléculaires interstellaires permet une étude détaillée des processus chimiques, et éventuellement de contraindre les taux de réactions à des températures de quelques dizaines de K, typiques des enveloppes, et pour lesquels les mesures en laboratoire font souvent défaut. Enfin, ces enveloppes circumstellaires ayant des vitesses d’expansion relativement uniformes, les mesures d’abondances en fonction de la distance à l’étoile centrale permet de suivre la chimie en fonction du temps. Le développement de codes de chimie dépendant du temps appliqués aux enveloppes circumstellaires est dans la continuité des modèles de nuages interstellaires et doit être encouragé en accompagnement aux observations à haute résolution spatiale et en fréquence de ces enveloppes.

- la (magnéto-) hydrodynamique des enveloppes : La structuration des milieux circumstellaires au sens large (enveloppes d’étoiles froides et nébuleuses planétaires) est encore mal comprise, parce que sujette à l’influence de multiples facteurs, tels que la rotation, les interactions dans les systèmes binaires, les champs magnétiques. La géométrie globale reste cependant relativement simple (sphérique), et on peut donc étudier en détail les phénomènes induisant des écarts à cette géométrie : instabilités hydrodynamiques (Rayleigh - Taylor, par exemple). Là encore, un soutien du PCMI tant à des projets de modélisation qu’à des projets observationnels (haute résolution angulaire, préparation à ALMA, par exemple) serait bienvenue, et permettrait de mieux comprendre ces phénomènes qui jouent également un rôle-clé dans le milieu interstellaire.

Les proto-étoiles (Interface PNPS)

Les proto-étoiles sont des objets clés pour contraindre le processus d'effondrement proto-stellaire. Du point de vue de la formation des étoiles (PNPS), les grands enjeux actuels (en étroite relation avec les défis observationnels des grands instruments de nouvelle génération ,Herschel, ALMA, JWST) sont

(1) l’origine de la masse des étoiles;

(2) les spécificités attendues de la formation des étoiles massives;

(3) la mise en évidence univoque et la quantification des effets de formation stellaire induite et/ou entrainée. Ces directions fondamentales induisent des orientations PCMI qu'il convient d'expliciter.

L'origine des masses stellaires est une question clef de l’astrophysique. Les derniers résultats observationnels dans les nuages moléculaires proches suggèrent fortement que la masse des étoiles est en grande partie déjà déterminée avant l'effondrement protostellaire. C'est la fragmentation des nuages denses qui pourrait être le principal processus à l'origine des masses stellaires. La compréhension de cette fragmentation est un sujet purement PCMI qu'il convient de soutenir. Les étoiles les plus massives (étoiles OB) sont les moteurs principaux de l'évolution galactique et sont donc de très grande importance. Néanmoins, leur processus de formation est encore moins bien connu que celui des étoiles de type solaire. De plus, il y a de fortes présomptions que ce processus soit différent. D'un point de vue PCMI, les directions à soutenir sont celles qui amélioreront sensiblement nos capacités à reconnaître les "vraies" protoétoiles massives (objets en effondrement qui forment effectivement des étoiles OB). De ce point de vue les travaux physico-chimique sur les cœurs chauds et masers sont importants.

La formation des étoiles massives de plus de 10 masses solaires nécessite un scénario différent, impliquant des simulations nouvelles et originales et la recherche des observables pertinentes. La question du déclenchement de la formation stellaire par des perturbations externes (chocs de vents, de jets, de SN) est ancienne et récurrente depuis 20 ans. Ce processus reste néanmoins à prouver et à quantifier pour évaluer son importance globale dans la formation stellaire des galaxies et notamment des galaxies à sursauts d'étoiles. C'est une question purement PCMI mais importante pour le PNPS.

Les disques (Interface PNP)

Les disques proto-planétaires orbitant autour des étoiles TTauri, étoiles de faible masses (0.5 a 2 masses solaires) âgées de quelques millions d'années sont les résidus du coeur 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. Ce sujet est en pleine émergence au niveau international et la compétition avec des groupes étrangers structurés (et riches) est vive. Nous avons aujourd'hui l'essentiel des outils pour retirer toute la ``substantifique moelle'' des observations du PdBI et se préparer ainsi à ALMA (analyse interférométrique , code de transfert radiatif ETL et hors-ETL, code PDR et de chimie). L'analyse multi-isotopes, multi-transitions de CO à partir des cartes du PdBI permet maintenant d’estimer systématiquement la structure physique des disques. On montre aussi que le rayon des disques mesuré en CO dépend critiquement de la photo-dissociation sélective de CO en présence du champ de rayonnement UV de l'étoile centrale. Dans les prochaines années, il s’agira de coupler plus quantitativement l'aspect chimique à l'aspect observationnel, en priorité en s’intéressant à l'étude des processus de photo-dissociation à la surface et aux bords des disques. Les développements principaux attendus sont la poursuite de l’analyse de la chimie faite grâce au code de PDR couplé à une analyse hors-ETL sur un nombre croissant de sources observées en CO et sur les principales raies détectées. Les processus de photo-dissociation sont (au moins) couplés à la taille des grains: une voie à suivre sera donc de s'intéresser plus directement aux propriétés observées des grains dans les disques et à leur modélisations par l'analyse des données MIDI . La bande des silicates a été observée par MIDI dans nombres de disques internes entourant des étoiles de Herbig Ae. Sa minéralogie nous renseigne sur l'état d'évolution et la physico-chimie des 10-20 UA centrales. La prise en compte de ces différents aspects est un sujet porteur pour l’avenir.

Finalement, il est également important de ne pas oublier que 80 % de la masse de ces disques est constituées 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 les 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 avec les planétologues (e.g. irradiation, composition, chimie et rôle de la 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. Une coordination étroite des efforts engagés est essentielle pour le succès de ces recherches.

Complexification chimique et molécules pré biotiques (Interface Exobiologie)

Plus de 130 molécules sont connues dans les milieux inter-stellaires ou circum-stellaires. De nouvelles espèces seront découvertes avec l’ouverture de nouvelles fenêtres spectrales; il s’agit en particulier de molécules aux spectres riches et assez complexes, et l’abondance attendue de ces espèces est faible par rapport aux molécules plus simples comme CO, H₂CO ou H₂O. Une limite pratique aux possibilités de détection est posée par le problème de la confusion spectrale (chevauchement des raies de multiples espèces, lorsque l’on descend à un certain niveau de sensibilité). Cette dernière peut être repoussée grâce au ''nettoyage'' des spectres des espèces comme le méthanol ou HCN ayant un spectre particulièrement riche et multiple dans toutes les gammes spectrales. De plus les fonctions de partitions et la faible abondance rendent le signal faible.

L’intérêt de la ''piste interstellaire'' pour l’origine des molécules prébiotiques qui ont conduit à l’apparition de la Vie sur Terre, malgré le long chemin nécessaire pour arriver jusqu’à la Terre primitive, tient à ce que – dans l’état actuel de nos connaissances- la production en quantités de certains composés y apparaît plus aisée et naturelle dans le milieu interstellaire que sur la Terre primitive. C’est en particulier le cas des synthèses de mélanges non racémiques, tels ceux des acides aminés non terrestres détectés dans des météorites ; il y a en effet des sources naturelles connues de lumière polarisée circulairement susceptibles d’agir sur les molécules interstellaires (étoiles à neutron ; cocons de poussières d’étoiles massives en formation). Pour évaluer ce scénario d’apport de matière interstellaire via les petits corps du système solaire, de nombreuses mesures de laboratoire (photodissociation et photosynthèse énantio-sélectives) et des observations astronomiques à très grande sensibilité sont requises.

La recherche dans le milieu interstellaire de molécules carbonées complexes comme la glycine (possible détection sujette à de multiples débats), d’autres acides aminés ou autres molécules d’intérêt pour la chimie prébiotique est un enjeu important tant pour la compréhension de l’apparition de la vie sur Terre que pour la discussion sur l’universalité des mécanismes qui y ont conduit. D’autres candidats évidents sont les sucres (dont un précurseur, le glycol-aldéhyde, a été observé), les hétéro-cycles simples (dont les bases nucléiques), ainsi que les molécules apparentées et les précurseurs de leur synthèse.

Grains interstellaires et matière solide planétaire (Interface PNP)

La recherche des signatures de composés en phase solide est également limitée par des problèmes de limite de détection et de confusion possible. Pour l’observation à distance des grains, seule la spectroscopie infrarouge est accessible, et à partir d’un spectre IR, il est impossible de remonter à la composition chimique d’un mélange de molécules organiques un tant soit peu complexe (en général, le chimiste en laboratoire devra recourir concurremment à l’IR, la spectrométrie de masse, la RMN et le Raman pour identifier les composants d’un tel mélange). Cependant, on peut noter, en ce qui concerne la spectroscopie IR en astronomie, une progression possible grâce aux futurs instruments (Spitzer, NGST, VLT-GRIRES, Gemini). A noter par exemple le projet spatial original proposé par la NASA appelé ABE (AstroBiological Explorer) qui sera dédiée exclusivement à la recherche de molécules organiques (solides) dans tous les environnements possibles du MIS.

Pour la phase solide, plusieurs voies d’étude sont néanmoins sérieusement envisageables qui tombent largement dans le cadre du PCMI (quoique débordant vers le PNP) :

- les expérimentations qui se proposent d’étudier, par la physique de laboratoire, les processus physiques à l’œuvre dans les environnements astrophysiques (ex : fluorescence, émission infrarouge),

- les simulations qui visent généralement à reproduire certaines conditions de ces environnements et ''in fine'' à reproduire les observations (ex. les glaces interstellaires) ,

- les simulations permettant de produire de la matière organique complexe dont on espère qu’elle soit similaire (voire identique) à la matière organique interstellaire puis cométaire et

- l’analyse d échantillons extraterrestres de retour sur Terre, collectés par différentes méthodes.

Ce dernier point sera particulièrement développé dans un proche futur avec des missions spatiales comme STARDUST qui devrait ramener début 2006 quelques exemplaires de grains interstellaires collectés lors de leur transit dans le Système Solaire. Il faut également noter l’intérêt potentiel pour l’analyse des échantillons de matière interstellaire des techniques d’analyse d’échantillon en laboratoire utilisées sur les roches terrestres archéennes ou étudiées pour les futurs échantillons martiens, puisque la taille des bactéries fossiles (1 mu) se rapproche de celle des grains IS.

La connaissance de la structure et de la composition de ces particules est susceptible d’apporter beaucoup d’informations et de contraintes sur les modèles de poussières interstellaires, complétant l’observation à distance. L’analyse d’échantillons de grains interstellaires est le seul moyen d’accéder par l’observation au rapport énantiomérique des molécules interstellaires qui sont chirales. De nouvelles expériences spatiales de collectes de grains interstellaires en transit dans le système solaire, succédant à Stardust, seraient à envisager dans un futur proche. Le savoir faire d’analyse d’échantillons extraterrestres est actuellement dans la communauté PNP. Cependant, les grains interstellaires étant particulièrement petits (moins d’un micron) il y a l’absolue nécessité, pour le PCMI, de développer de techniques d’analyse extraordinairement sensibles, qui seront souvent des techniques nouvelles, et non de simples perfectionnements ; cette recherche doit être menée en amont des retours d’échantillons et en collaboration étroite avec des équipes de physique et de chimie fondamentales est nécessaire pour le développement des nouvelles méthodes, comme dans les autres actions du PCMI.

3. Caractérisation

M. Vervloet, C. Reynaud, F.Spiegelman, H.Leroux

Spectroscopie

L’analyse spectrale des émissions ou des absorptions issues d’objets astrophysiques sont les sources essentielles d’information qui nous renseignent sur leur constitution et sur leurs conditions environnementales. Le milieu interstellaire présente une grande variété d’espèces moléculaires diatomiques et polyatomiques, stables ou radicalaires, neutres ou ionisées, possédant des énergies bien déterminées de rotation et de vibration dans des états électroniques spécifiques. Il convient donc d’essayer de synthétiser en laboratoire les espèces susceptibles d’être présentes dans le milieu interstellaire pour en étudier leurs propriétés et leurs comportements dans des conditions semblables à celles de leur milieu environnemental. La connaissance approfondie de chaque espèce nécessite un travail considérable. Il s’agit de déterminer avec la plus grande précision les positions spectrales et les intensités des structures créées par chaque espèce et par ses principaux isotopomères, dans les domaines spectraux allant de la région micro-onde à celle de l’ultraviolet du vide. L’exploitation de ces données permet alors d’identifier la nature, la concentration et l’environnement des espèces responsables des structures spectrales observées dans le milieu interstellaire. Bien que la plupart des transitions moléculaires mettent en jeu les niveaux de vibration fondamentaux, il faut pouvoir prédire les transitions susceptibles d’être observées entre états excités (figure 1). C’est ainsi, par exemple, qu’en 2003, la raie « laser » à 891 GHz de HCN put être détectée dans l’enveloppe de IRC+10216. Cette raie identifiée au préalable en laboratoire est la transition entre les deux niveaux de rotation en interaction, J=10 et J=9, appartenant respectivement aux niveaux excités de vibration (01¹1) et (04⁰0). C’est aussi par des considérations purement spectroscopiques que fut identifié en 2001 le porteur CH, responsable de la bande diffuse interstellaire ultraviolette accompagnée des deux raies auparavant non attribuées, respectivement situées à 136.913, 136.874 et 137.087 nm. Le programme PCMI encourage les études spectroscopiques de laboratoire et les interactions combinées entre les spectroscopistes de laboratoire, les astronomes observateurs et analyseurs de spectres d’objets interstellaires et les astrophysiciens élaborant des modèles capables de rendre compte des complexités observées dans le milieu interstellaire. Pour progresser dans la recherche et l’identification de nouvelles molécules et radicaux susceptibles de présenter des structures spectrales non encore identifiées, les spectroscopistes bénéficient des prédictions établies par les spécialistes des calculs ab-initio de chimie quantique de plus en plus performants. Dans le domaine des petites molécules, des progrès considérables ont été accomplis en Chimie Quantique, liés à la fois par la puissance numérique, aux développements méthodologiques et algorithmiques. Ces progrès concernent à la fois les calculs de structure électronique, y compris les états électroniques excités, et la détermination des surfaces d’énergie potentielle, mais également la dynamique rovibrationnelle. Au-delà de méthodes désormais traditionnelles (MP4, Coupled Cluster), certaines méthodes ont été développées spécifiquement pour traiter les interactions moléculaires (SAPT ou Symmetry Adapted Perturbation Theory). Pour les très petits systèmes, les calculs rovibrationnels quasi-exacts au-delà de l’approximation de Born-Oppenheimer commencent à apparaître. Du point de vue des états très excités, il faut également citer les possibilités offertes par la MQDT (Multichannel Quantum Defect Theory) pour aborder les états de Rydberg. Un lien entre les différents aspects théoriques pourrait s’avérer fécond, par exemple en vue d’une paramétrisation ab initio de la MQDT. Les techniques semi-classiques, pas encore toujours opérationnelles, notamment au voisinage des intersections coniques, devraient se développer. Elles sont en tous cas susceptibles d’apporter une rationalisation des spectres (théorie des bifurcations).

Dans le domaine des vibrations, les méthodes quantique, stationnaires (MCSCF, VMCI ) ou dynamiques (MCTDH) permettent de résoudre la spectroscopie vibrationnelle pour J=0. Il faut cependant mentionner le traitement spécifique des mouvements de grande amplitude et des modes basse fréquence, notamment intermoléculaires, mais également la détermination théorique d’hamiltoniens effectifs vibrationnels et/ou rovibrationnels. D’autres enjeux théoriques concernent le traitement des mouvements intra-moléculaires de dégénérescence élevée (molécules de type toupies symétriques SF₆), les couplages vibroniques ou les transitions impliquant des nombres rotationnels élevés (H₂O, NH₃). Des efforts sont également attendus pour les espèces radicalaires ou instables. En plus des prédictions théoriques, les spectroscopistes bénéficient également des développements technologiques surtout dans les domaines de longueurs d’onde encore mal explorés mais essentiels pour l’astrophysique que sont l’infrarouge lointain et le domaine de l’ultraviolet. Les progrès enregistrés récemment dans le domaine des lasers sub-millimétriques et l’utilisation récente (LURE) et future (SOLEIL http://www.synchrotron-soleil.fr/) du rayonnement synchrotron dans la région de l’infrarouge lointain et l’ultraviolet du vide (voir annexe 1) apporteront de nombreuses informations sur les structures énergétiques et les comportements dynamiques de molécules d’intérêt astrophysique. La très forte brillance et la grande stabilité des sources de rayonnement synchrotron permettra de réaliser, dans le domaine spectral térahertz, de grands parcours d’absorption au moyen de cuves à réflexions multiples. Les espèces pourront ainsi être sondées dans des conditions de faible pression et aussi de faible température si une régulation thermique est appliquée aux cuves.

L’étude de la matière carbonée sous ses formes gazeuse et solide tout comme les agrégats et nanoparticules, est un thème prioritaire pour le milieu interstellaire. En effet, les macro-molécules et les nanoparticules jouent un rôle majeur pour les processus de chauffage du gaz et sa chimie. Il est essentiel de pouvoir connaître la taille de ces particules et à terme de les caractériser complètement. Il est important aussi de parfaire l’inventaire des espèces présentes dans le milieu interstellaire, en s’attachant aux molécules de taille intermédiaire qui ne sont encore que très imparfaitement répertoriées. Enfin la matière carbonée interstellaire peut être vue comme une première étape vers une chimie organique complexe. L’ouverture plus complète du domaine sub-millimétrique avec Herschel et ALMA permettra d’atteindre de nouvelles classes d’espèces.

Les travaux de spectroscopie sur les chaînes carbonées et les hydrocarbures polycycliques aromatiques (PAH) sont ainsi très attendus. C’est dans le domaine des grandes longueurs d’onde que les vibrations molles de leurs squelettes carbonés caractérisent chaque espèce. Les spectres d’émission thermique en phase gazeuse de quelques petits PAH ont pu être enregistrés récemment jusqu’à des longueurs d’onde supérieures à 100 mm. Les structures qui les composent sont des bandes de rotation-vibration où les profils rotationnels, non résolus, forment des enveloppes relativement larges (figure 2). La spectroscopie d’absorption de ces espèces est à développer; elle devrait permettre de prédire les signatures spectrales de ces espèces placées dans les conditions interstellaires. Pour ces molécules de grande taille, les techniques de type « Fonctionnelle de la Densité » permettent également d’obtenir les surfaces de potentiel des différents multiplets de spin les plus bas avec une précision souvent satisfaisante et d’accéder aux modes IR, au moins dans l’approximation harmonique. Clairement, des progrès sont souhaitables du point de vue des fonctionnelles, ainsi que pour la description des états excités, même si les méthodes de type TDDFT (Time Dependant Perturbation Theory) s’avèrent prometteuses, en particulier pour décrire les spectres d’absorption des PAH. D’autre progrès restent à accomplir pour obtenir les effets de l’anharmonicité  et de la température dans ce domaine de taille par des approches ab initio, par exemple, la Dynamique Moléculaire de type Car Parinello.

Les poussières, grains, nanoparticules à base de molécules carbonées et les silicates constituent une classe importante de systèmes pour lesquelles des études systématiques sont nécessaires. Les spectres de chromophores atomiques ou moléculaires enfermés dans la matière carbonée et ou siliciée sont également très intéressants. En particulier, la description de composés impliquant des atomes de métalliques reste un enjeu du point de vue théorique.

Bien que nombre d’études conduites dans une approche ab initio avec la DFT permettent de déterminer les structures et les modes IR harmoniques, des améliorations considérables restent à faire. On attend d’une part des progrès de la DFT pour décrire les interactions intermoléculaires. Au-delà des tailles plus petites et moyennes, et si l’on souhaite mener des simulations de Dynamique Moléculaire, les approches doivent faire appel à la modélisation, par exemple de type liaison fortes pour les descriptions des états intra-moléculaires, ou des champs de forces pour les ensembles supra-moléculaires (agrégats de PAH). On pourra ainsi identifier les espèces stables et leur structure, ainsi que leurs modes de vibration, en particulier les modes mous intra et intermoléculaires et leur couplage éventuel et également accéder aux effets de température finie. Un autre enjeu est en effet de comprendre l’équilibre thermodynamique de tels systèmes. Enfin, il sera important de décrire les spectres électroniques, visibles ou UV, et la nature des divers types d’excitations : bandes excitoniques, excitations à transfert de charge, etc... La dynamique de relaxation de ces espèces dans les états électroniquement excités, phénomène concurrent de la fluorescence constitue également un enjeu. Pour ces systèmes complexes, le thème « Spectroscopie » doit clairement être mené en forte interaction avec le thème réactivité, par exemple pour comprendre la stabilité des espèces résultant de la perte d’hydrogènes. Une difficulté réside dans la nature et la variété des systèmes à investir. Il est donc primordial que des actions concertées et systématiques s’établissent entre expériences embarquées, expériences de physico-chimie de laboratoire, spectroscopie et calculs théoriques, avec des objectifs communs et une très forte interactivité. En premier lieu, ces études nécessitent la synthèse d’échantillons analogues aux matériaux interstellaires non-univoques ; les techniques PVD, CVD, sol-gel, pyrolyse laser semblent être bien adaptées à leur production. Pour comprendre l'évolution des grains durant leur cycle de vie, des expériences en laboratoires sont nécessaires afin de déterminer le rôle des différents paramètres physico-chimiques. Ces expériences incluent l'évolution physico-chimique des grains sous irradiation (ions, électrons, photons), érosion des surfaces par pulvérisation (sputtering), rôle des implantations ioniques sur le comportement ultérieur des grains, la réactivité des surfaces et les interfaces, l'influence des défauts de surface, les conditions d'accolement de différents matériaux (silicate/matière carbonée/glaces) en particulier sur le rôle des surfaces sur la formation des espèces molécules organiques complexes ou pré-biotiques, l'interaction des grains avec le gaz, les conditions d'agrégation, de fragmentation ou de destruction, rôle des espaces intergranulaires (porosité), évolution avec la température (des grains individuels et des agrégats). Les phases solides sont très souvent des nanoparticules isolées ou des agglomérats nanostructurés. Cette échelle est intéressante mais met en en jeu une physico-chimie que n' est pas encore bien comprise, et qui représente un grand enjeu scientifique en science des matériaux (et aussi technologique et économique). La très faible taille modifie fortement les propriétés intrinsèques du matériau. Du fait du grand rapport surface/volume, les interactions entre particules et leur environnement sont aussi exacerbées (rôle important des surfaces). La compréhension de ces « briques élémentaires » (naturels ou de synthèse) n'est pas immédiate et une coopération avec des spécialistes de cette famille de matériaux s'avère indispensable. En terme de caractérisation, l'étude de ces matériaux nécessite aussi des techniques spécifiques comme la microscopie électronique à balayage et à transmission (pour la caractérisation structurale, morphologique et chimique), la microscopie à force atomique (morphologie), la spectroscopie des photoélectrons (analyse d'extrême surface), les techniques des physico-chimistes de la catalyse, la sonde ionique (analyse chimique et isotopique) . Quand la matière sera disponible en quantité suffisante (même si elle est nanostructurée), d'autres techniques pourront être utilisées comme la diffraction des rayons X (analyse structurale), les techniques d'analyses thermiques, calorimétrique et gravimétrique (paramètres thermodynamiques, volatilisation), la spectroscopie de masse (analyse chimique), et bien entendu la spectroscopie infrarouge qui permet une confrontation directe avec les matériaux naturels.

La moisson spectrale du satellite ISO a été très fructueuse. Elle a notamment autorisé l'observation de phases solides et donc a permis d'esquisser le cycle de la poussière, depuis sa formation dans les étoiles en fin de vie, durant son transit dans le milieu interstellaires, jusqu'à son incorporation dans les nouvelles étoiles. La communauté des spectroscopistes sera de nouveau particulièrement sollicitée quand les projets Herschel et ALMA entreront respectivement dans leur phase opérationnelle en 2007 et 2012. Il conviendra alors d’analyser et d’interpréter dans les meilleurs délais la très grande quantité d’enregistrements qui sera transmise par ces futurs observatoires. Il est donc nécessaire de compléter les bases de données des espèces susceptibles d’être observées dont certaines intéressent également les physico-chimistes des atmosphères planétaires. Le programme PCMI continue d’inciter vivement les spectroscopistes à cibler leurs recherches sur des espèces et dans les domaines spectraux qui seront sondés par Herschel et ALMA, tout en continuant de les encourager à résoudre les énigmes telles que les origines des nombreuses bandes diffuses interstellaires situées dans la région visible et proche infrarouge. La plupart des molécules interstellaires ont été détectées dans le domaine des très grandes longueurs d’onde. C’est donc dans ce domaine que les spectroscopistes doivent mesurer avec précision les transitions caractérisant les espèces moléculaires. Certaines d’entre elles, connues par leurs transitions électroniques et/ou vibro-rotationnelles dans les domaines spectraux de plus grande énergie ont jusqu’alors résisté à toute détection micro-onde. C’est le cas en particulier de l’ion H₂O⁺, initialement identifié simultanément en laboratoire et dans les spectres cométaires, mais dont les transitions de rotation pure n’ont pas encore pu être mesurées en laboratoire.

HCN R(29)

Figure 1 : Portion du spectre d’émission de HCN observé en laboratoire sur l’intervalle spectral 30-200 cm^-1. La plupart des raies portent l’attribution R(29) ; elles résultent de transitions entre niveaux de rotation appartenant à un même état de vibration. Le niveau de vibration le plus excité est (050). Quelques transitions sont des raies de rotation-vibration et présentent un effet laser. Elles appartiennent aux bandes (04⁰0)-(01¹1) et (05¹0)-(02^0,21). Celles de la première bande, situées vers 805 et 891 GHz ont été récemment détectées vers les étoiles carbonées IRC+10216 et CIT6. Celles de la seconde bande, situées vers 2300 GHz, pourraient l’être dans le futur.

Trace 2

Trace 1

Figure 2 : Les traces 1 et 2 correspondent au spectre d’émission en phase gazeuse de l’anthracène, enregistré en utilisant deux filtres optiques différents. Les bandes de la trace 1, situées à environ 600 et 460 cm^-1, ont déjà été observées et sont attribuées respectivement aux vibrations n₄₉ (b_2u) et n₆₄ (b_3u). La bande de plus basse énergie, située à environ 85 cm^-1 est attribuable selon un calcul DFT à n₆₆ (b_3u). A notre connaissance, son observation n’est pas reportée dans la littérature.

SOLEIL

Le Synchrotron SOLEIL, source de troisième génération, sera opérationnel en 2006. Dès le début de sa mise en service, trois lignes de lumières de très grand brillance, où pourront être effectuées des expériences de spectroscopie d’intérêt astrophysique, seront mises à la disposition des utilisateurs. Compte tenu des performances annoncées, le programme PCMI encourage vivement ses participants à considérer dès maintenant l’utilisation de cette source en particulier sur l’une des trois lignes de lumière suivantes :

la ligne AILES (spectroscopie dans l’infrarouge lointain) qui fournira son continuum de lumière très intense, de l’infrarouge à l’infrarouge lointain, à un interféromètre à transformation de Fourier à très haute résolution (0,001 cm^-1). Des mesures d’absorption en phase gazeuse réalisées avec de grands trajets au moyen de cellules à réflexions multiples, permettront alors de détecter de nouvelles structures d’absorption trop faibles pour avoir été mesurées jusqu’à présent.

• la ligne SMIS (micro-spectroscopie et imagerie dans l’infrarouge) où pourront être effectuées par spectroscopie infrarouge l’analyse des constituants de grains interstellaires sans risquer leur altération.
• la ligne DESIRS (photoexcitation, spectroscopie à très haute résolution et étude de dichroïsme dans l’ultraviolet du vide de 5 à 40 eV) équipée d’un monochromateur à réseau de très haute résolution et d’un interféromètre prototype à transformée de Fourier. Les domaines d’utilisation de ces spectromètres couvrent largement ceux des instruments dispersifs embarqués sur les missions satellitaires. Des mesures d’absorption, de photodissociation et de photoionisation sur les espèces interstellaires seront obtenues avec une très grande précision.

4. Réactivité/ Collisions / Chimie Théorique / Interface PNCA

C. Joblin (CESR, Toulouse), J.-P. Aycard (PIIM, Marseille), L. d’Hendecourt (IAS, Orsay), J.-C. Loison (LPCM, Bordeaux), J.-M. Mestdagh (CEA, Saclay), B. Mitchell (PALMS, Rennes), E. Roueff (LUTH, Observatoire de Paris), D. Talbi (LETMEX, Museum, Paris), P. Valiron (LAOG, Grenoble)

L’objectif des recherches conduites sur le milieu interstellaire est, entre autres, de comprendre comment la matière interstellaire évolue sous l’influence des interactions entre gaz, grains, photons et particules énergétiques (rayons cosmiques). Identifier les processus qui sont à l’origine de cette évolution et en connaître l’importance relative passe nécessairement par l’observation des signatures spectrales de la matière interstellaire, via des bandes d’absorption ou d’émission, associées à des transitions électroniques (UV-visible), vibrationnelles (de l’IR proche à l’IR lointain) ou rotationnelles (de l’IR au millimétrique). Cependant le lien entre les observations et les processus sous-jacents que l’on cherche à identifier est généralement indirect. L’élucidation du rôle respectif des différents processus demeure difficile en raison de la multiplicité des paramètres, malgré l’apport des modèles numériques couplant les macro-échelles aux micro-processus. Il reste également de grands efforts à faire pour mesurer ou calculer dans le détail tous les processus, même parmi les plus importants. Cette richesse et cette complexité sont bien illustrées par les réactions chimiques qui contrôlent l’abondance et la nature des espèces mises en jeu, qu’il s’agisse de molécules, de radicaux ou de grains de poussière. C’est également le cas des transferts d’énergie entre espèces et plus particulièrement celui du transfert d’énergie rotationnelle et celui du changement d’état de spin. Les interrogations qui semblent se poser avec le plus d’acuité à l’heure actuelle portent sur les grains interstellaires, à la fois en ce qui concerne leur interaction avec le gaz, leur nature, leur évolution et le possible rôle qu’ils apportent dans la fabrication de la complexité moléculaire. L’étude de cette chimie hétérogène doit être encouragée sans pour autant minimiser l’importance de la réactivité en phase gazeuse. L’ensemble de ces réactions vont contribuer à alimenter des modèles de chimie et c’est, pas à pas, par comparaison avec les observations qu’un réseau de réactions couplé à de la dynamique pourra globalement être validé. Au niveau des observations, le grand défi des prochaines années sera l'obtention d'observations à haute résolution spatiale pour les nuages moléculaires, les régions de photodissociation et les disques. Ceci sera possible avec ALMA (radio) et l’est déjà dans l'IR vibrationnel (NAOS CONICA). Ces observations devraient permettre une réelle avancée des interactions modèles/simulations/théorie

4.1 Des questions encore largement ouvertes

La réactivité chimique contrôle la richesse moléculaire avec deux conditions spécifiques au milieu interstellaire :i) des températures qui peuvent être aussi basses que 10 K ce qui donne un rôle prépondérant aux processus réactifs qui sont sans barrière d'activation et ii) de très faibles pressions qui rendent les collisions à trois corps improbables et donc donnent un rôle dominant aux processus d’association radiative ou dissociative et aux processus réactifs qui se déroulent à la surface des grains.

4.1.A- Chimie du gaz et interactions gaz - grain

Des modèles de chimie interstellaire se sont construits autour de réseaux de réactions en phase gazeuse incluant des réactions ion-neutre (molécule) et radical-neutre. La mise en place de ces réseaux a motivé une forte implication des expérimentateurs et des théoriciens. Ces études ont permis de mettre en évidence le rôle important, mais largement sous-estimé auparavant, de réactions entre espèces neutres, atome-molécule, radical-molécule et radical-radical. Les techniques expérimentales qui ont permis cette percée sont par exemple le CRESU (PALMS à Rennes) et des faisceaux croisés (LPCM Bordeaux). La confrontation des observations astrophysiques avec les résultats de modèles prédisant l’abondance relative des espèces présentes dans le milieu interstellaire ne s’est avérée qu’en partie satisfaisante. Elle a mis en évidence un certain nombre de lacunes liées en grande partie à la nécessité de prendre en considération les processus d’interaction gaz-grain. Ceci amène à s'interroger sur des processus fondamentaux dont la compréhension est largement incomplète, en particulier : piégeage et désorption de gaz à partir des grains, migration, association et réaction d'atomes et de molécules piégés à la surface des grains, interaction des espèces piégées avec le rayonnement ambiant et échange d'énergie entre ces espèces et le grain.

Deux exemples illustrent ce propos. Le premier est la formation d’H₂ qui nécessite la participation d’un grain pour dissiper une partie conséquente de l’énergie de liaison de la nouvelle molécule formée. Plusieurs mécanismes peuvent être impliqués. La physisorption ne peut se produire de manière efficace que dans les régions froides des nuages moléculaires alors que seuls les mécanismes impliquant la chimisorption ne peuvent être efficaces en bord de nuage dans les régions dites de photodissociation (PDR) où la température des grains peut atteindre plusieurs centaines de K. Il a été suggéré que les plus petits grains (a < 10 nm) jouent un rôle dominant dans la formation de H₂ dans ces régions. De plus, de faibles valeurs du rapport ortho sur para de H₂ ont été mesurés soulignant l’importance des processus hors d’équilibre ou des réactions à la surface des grains. Dans les PDR, la molécule H₂ est révélée par son émission IR dans de nombreuses raies rovibrationnelles et rotationnelles. Il est important d’essayer de contraindre par ces raies d’émission les mécanismes de formation mis en jeu. Cependant, l’excitation de ces raies est également due à d’autres mécanismes comme la fluorescence induite par l’absorption de photons UV et les collisions, ce qui rend la tâche complexe. Il est indispensable que les études théoriques et expérimentales caractérisent l’état d’excitation de H₂ lié à sa formation.

Le deuxième exemple illustrant le rôle majeur des grains et les interrogations qui en découlent est l’enrichissement isotopique (deutération) des molécules et l’abondance de certaines molécules en particulier complexes. Les observations surprenantes de molécules doublement ou triplement deutérées dans certains cœurs pré-stellaires illustrent la subtilité des couplages - qui dans une large mesure restent à clarifier - entre la chimie dans le gaz et à la surface des grains.

4.1.B- Nature et évolution des grains

Les conditions physico-chimiques dans les enveloppes d’étoiles évoluées (densité importante et hautes températures) sont favorables à la nucléation et à la croissance de grains. Deux types principaux de chimie se rencontrent selon que l’enveloppe est riche en carbone ou en oxygène. Dans le premier cas, ce sont principalement des grains carbonés qui se forment, dans le second des silicates et des oxydes métalliques. La chimie du carbone a été décrite en particulier par le modèle de Frenklach et collaborateurs qui s’appuie sur notre connaissance de la chimie des flammes : cyclisation de l’acétylène C₂H₂ et croissance des cycles par un mécanisme de type HACA (abstraction d’H; addition de C₂H₂) puis mécanisme de coagulation générant des particules de type « suies ». Les modèles de nucléation et croissance des silicates et grains métalliques sont plus rares, la problématique étant principalement traitée par le groupe d’E. Sedlmayr à Berlin. Dans ce domaine, il y a un besoin crucial de données expérimentales pour soutenir les modèles.

Une fois formés dans les enveloppes d’étoiles, les grains sont injectés dans le milieu interstellaire. Il faut alors s’interroger sur leur interaction avec les photons, les particules énergétiques et les ondes de chocs qu’ils rencontrent. En effet, en modifiant la nature des grains cela peut avoir un effet sur les interactions entre grains (coagulation ou fragmentation selon la vitesse relative des partenaires) et sur la chimie à leur surface. Une question en suspens est celle de l’efficacité de la destruction des grains par les chocs puisque les modèles de A. Jones semblent montrer une destruction efficace des grains ce qui pose le problème de leur éventuelle reconstruction à basse température dans les nuages moléculaires.

Dans les nuages, l’évolution de la distribution en taille des grains est liée à deux processus principaux au moins. D’une part, les grains sont soumis aux processus de coagulation à l’intérieur des nuages comme proposé pour expliquer les résultats de la mission ballon française PRONAOS (CESR, IAS, CNES). D’autre part, à la surface des nuages, les photons UV des étoiles jouent un rôle important et les processus de photo-évaporation et de photo-dissociation dominent l’évolution de la matière. L’analyse des données de spectro-imagerie de la caméra CAM du satellite européen ISO a permis de mettre en évidence que les molécules polycycliques aromatiques hydrogénées (PAH) sont produites à la surface des nuages par photo-évaporation de très petits grains carbonés.

L’interaction gaz - grain doit aussi être considérée en tant que moteur pour changer les propriétés physico-chimiques de la surface des grains. C’est le cas par exemple dans les régions froides des nuages où cette interaction conduit à la formation de manteaux de glaces moléculaires qui recouvrent les grains. Ces glaces constituent alors un nouveau type de solide dont il faut caractériser la structure et si possible en trouver un diagnostic observationnel. L’évolution photo- et thermo-chimique de ces glaces doit être étudiée car c’est une source potentielle de molécules organiques complexes, avec éventuellement des implications prébiotiques.

4.2. - Modélisations expérimentales et théoriques. Quelques réalisations recentes. Quelques orientations souhaitables

Nous avons vu que l’évolution physico-chimique de la matière interstellaire résulte d’une superposition complexe de processus élémentaires souvent mal connus qui de ce fait méritent d’être étudiés individuellement, à la fois du point de vue expérimental et théorique. Une autre approche, également très féconde, consiste à modéliser une classe de phénomènes astrophysiques. Cette approche est illustrée par la construction de réseaux de réactions chimiques utilisés dans les modèles de chimie interstellaire. Sur le plan expérimental, cette approche revient à synthétiser des analogues aux espèces interstellaires, les grains par exemple pour en étudier les propriétés physico-chimiques ou spectroscopiques.

Quelques réalisations récentes et quelques travaux en cours méritent d’être cités car ils éclairent l’apport des études théoriques ou expérimentales, à la connaissance du milieu interstellaire.

4.2.A- Etudes expérimentales

Dans les études expérimentales, deux approches peuvent être distinguées ; des études fondamentales destinées à quantifier la valeur d’un paramètre physico-chimique (par ex. une énergie de liaison ou une vitesse de réaction) et des études de type simulations où l’on cherche à reproduire des processus du milieu interstellaire (par ex. photolyse UV de glaces moléculaires). Dans ces expériences, la synthèse d’analogues en laboratoire des espèces interstellaires ainsi que leur caractérisation par différentes méthodes d’analyse est une étape importante. Ces expériences font donc appel à des diagnostics de plus en plus pointus. L’étude des propriétés d’espèces chimiques dans des conditions physiques qui approchent celles du milieu interstellaire nécessite le développement de montages expérimentaux complexes comme les techniques de CRESU (PALMS, Rennes) et de faisceau croisés (LPCM, Bordeaux) pour les études de cinétique du gaz et les techniques de piège à ions refroidi pour les études de nano-objets (CESR, Toulouse). A noter que ces espèces sont souvent très réactives dans les conditions du laboratoire ce qui nécessite leur manipulation dans des conditions très contrôlées.

En ce qui concerne les réactions en phase gazeuse, le rôle des réactions radicaux - neutres dans la chimie interstellaire est maintenant reconnu comme très important et donc, dans les années qui viennent, la mesure des sections efficaces de réaction atome (C, N, O) - molécule, radical (OH,CN,CH, C₄H,....) - molécule et radical - radical est souhaitable pour alimenter les modèles de chimie interstellaire. Ces expériences sont désormais possibles en utilisant des techniques maîtrisées en France (Rennes, Bordeaux). Les réactions de recombinaison ion-électron jouent également un rôle important, et des mesures détaillées (y compris des rapports de branchement en recombinaison dissociative) sont possibles autour d’anneaux de stockage (ASTRID au Danemark ou CRYRING à Stockholm). Le transfert d’énergie entre des espèces est également un point important à traiter pour l’interprétation des observations astronomiques, en particulier les observations dans le domaine sub-millimétrique et millimétrique qui vont s’enrichir dans les années à venir avec l’apport du spectromètre hétérodyne HIFI de l’observatoire spatial Herschel et de l’interféromètre ALMA. Des expériences sont donc à prévoir sur le transfert d’énergie rotationnelle ainsi que sur les réactions qui change l’état de spin-orbite des atomes.

Parmi les études impliquant des grains, un effort important a concerné les macromolécules polycycliques aromatiques hydrogénées (PAH) qui ont été proposées pour expliquer les bandes aromatiques IR observées entre 3 et 13 μm dans toutes les régions inter- et circum-stellaires irradiées par des photons UV. Les PAH jouent un rôle important dans le bilan de charge avec d’une part, la production d’électrons par effet photoélectrique (source principale du chauffage du gaz dans les PDR), et d’autre part une contribution possible à l’échange de charge avec les ions atomiques. Enfin leur rôle dans la chimie doit être caractérisé. Ils ont été proposés comme jouant un rôle dans la formation de la molécule H₂ et des petits hydrocarbures observés dans les PDR. Ils pourraient également se coordonner au fer pour former des complexes organométalliques, contribuant ainsi à la déplétion du fer dans les nuages et ouvrant de nouvelles voies chimiques, le fer pouvant jouer un rôle de catalyseur de réaction entre espèces neutres en supprimant des barrières de réaction. Un tel rôle doit probablement être envisagé pour de nombreuses autres espèces minoritaires présentes sur les grains.

Les études de spectroscopie infrarouge (confrontation avec les bandes aromatiques infrarouges) et visible (confrontation avec les bandes diffuses interstellaires) montrent qu’il faut trouver d’autres analogues que les PAH usuels en laboratoire. Pour trouver de nouveaux candidats, il faut se poser la question des mécanismes de formation et de destruction de ces molécules complexes dans les milieux astrophysiques. Sous le rayonnement UV des étoiles, les PAH sont soumis aux processus de photodissociation. Ces molécules sont également impliquées dans des réactions chimiques jusqu’à présent très peu connues. De premières études de photodissociation et de réactivité sur des PAH déshydrogénés menées avec PIRENEA (CESR Toulouse) ont permis de générer de nouvelles espèces contenant en particulier des cycles pentagonaux. Une nouvelle expérience au LPPM (Orsay) va permettre de générer de nouvelles macromolécules carbonées en isolant les produits formés dans des flammes. L’état d’hydrogénation des PAH dépend du bilan entre photodissociation et recombinaison avec l’hydrogène. La réaction principale à envisager est donc la réactivité des PAH avec H. D’autres réactions peuvent modifier la nature du PAH et le bilan chimique. Il faut donc envisager les réactions avec des atomes et ions atomiques (C, C⁺, O,...), des radicaux (OH, CH) et des molécules (C₂H₂, CH₄, H₂, H₂O, O₂, CH₃OH, ...). Les études de recombinaison et d’attachement électronique aux PAH sont également importantes car elles conditionnent l’état de charge des PAH. En ce qui concerne la formation de ces macromolécules carbonées, le problème reste largement ouvert et plusieurs mécanismes doivent être prospectés en laboratoire, d’une part une formation par croissance à partir d’espèces telles que des hydrocarbures et des chaînes carbonées, d’autre part une formation par destruction d’espèces de plus grande taille.

La présence d’une composante très petits grains ou nano-objets est maintenant bien établie et elle pourrait avoir un rôle catalytique important dans la chimie interstellaire. Des très petits grains ont été proposés pour rendre compte de l’émission dans l’IR moyen qui n’est pas attribuable aux PAH. Une partie importante de ces grains est de nature carbonée. Certains de ces nano-objets comme les nano-diamants n’ont pu être mis en évidence jusqu’à présent que dans quelques environnements circumstellaires. L’étude en laboratoire des propriétés physico-chimiques des nano-objets inter- et circumstellaires est un sujet important mais qui débute seulement dans la communauté PCMI avec des difficultés liées à la production de ces objets et à leur étude en phase isolée (expérience SONATE au CEA-Saclay, PIRENEA au CESR). D’autres études particulièrement intéressantes viennent de l’analyse en laboratoire de matériaux d’origine extraterrestre comme les météorites et les grains interplanétaires. Des nano-objets circumstellaires peuvent en effet être extraits de ces particules. Le retour sur Terre d’échantillons cométaires et interplanétaires par la mission Stardust et l'extension des moyens analytiques envisagés vont constituer une avancée importante dans ce domaine, au moins en ce qui concerne leur caractérisation. Par contre, leur étude physico-chimique revient à notre communauté.

La composante dite grains classiques du milieu interstellaire met en jeu principalement des grains de silicates et des glaces moléculaires. La composition des glaces interstellaires commence à être connue dans ses grandes lignes mais il est maintenant important d’aller plus loin en essayant de comprendre la structure exacte de ces glaces et leurs propriétés physico-chimiques et également de déterminer leur évolution (photo- et thermo-chimique) vers la formation de molécules complexes. En ce qui concerne le premier point, il est maintenant possible d’associer au diagnostic de spectroscopie infrarouge des mesures manométriques d'isothermes d'adsorption entre 20 et 300 K, permettant d’obtenir des informations quantitatives comme l'aire spécifique et l'énergie d'adsorption, ainsi que des indications sur le mode de mouillage de la surface, sur l'existence de pores et leur distribution en taille. La comparaison de l'allure de l'isotherme manométrique et des isothermes infrarouges permet de caractériser l'origine des bandes observées: surface ou multicouche. Ce moyen d'investigation complète la méthode de désorption programmée en température (TPD) qui, grâce au suivi des bandes infrarouges lors de la désorption, fournit des informations sur les énergies d'adsorption. Le suivi infrarouge du processus d’adsorption et la confrontation avec les calculs théoriques permet aussi de déterminer la nature des sites d’adsorption et la restructuration de la surface mais il reste tout de même un problème crucial de diagnostic observationnel pour valider ces études dans un cadre astrophysique.

Pour ce qui est de l’évolution photo- et thermo-chimique, il est important de combiner deux types d’expériences. D’une part, il faut étudier la réactivité dans les glaces en s’attachant aux premières réactions qui mettent en jeu des systèmes à deux puis trois puis quatre molécules. Ces expériences peuvent être menées dans des matrices propres (argon, néon). La formation préférentielle d'intermédiaires pourrait être observée ce qui ouvrirait la voie vers d'autres molécules plus complexes. Ces intermédiaires devraient être activement recherchés par l'observation et leur détection permettrait de valider des scénarios d’évolution. Un aspect important en ce qui concerne ces réactions de type radicalaire en phase froide est de les comparer à des mécanismes en phase chaude comme le mécanisme de Strecker et de voir si ces deux types de processus ont une implication sur la compréhension de l’évolution chimique, de la matière interstellaire à la matière cométaire et interplanétaire.

Des progrès sont à prévoir en ce qui concerne l’analyse des résidus organiques. Ceci devrait être possible avec l’amélioration des procédés d’analyse en spectrométrie de masse couplée soit à de la chromatographie (HPLC/GCMS) soit à de la désorption laser. Une grande motivation pour ces expériences est la comparaison avec les données sur la matière cométaire et interplanétaire que l’on attend des missions Stardust et Rosetta. L’aspect chiralité peut également être mentionné si l'origine de l'homochiralité peut remonter à l'origine réelle de la matière organique pré-biotique sur Terre. C'est un bon enjeu étant donné que la chiralité peut provenir de plusieurs sources (lumière polarisée circulairement, silicates asymétriques, catalyse asymétrique par voie chimique...).

Pour les silicates, des efforts doivent être maintenus sur l'étude de leur composition chimique (composition en cations métalliques Fe, Mg, Al, ...) et de leur structure liée de près à leur spectroscopie infrarouge. Dans ce domaine, l’activité de synthèse de matériaux est particulièrement importante. Une des questions concerne le passage de l’état amorphe à l’état cristallin et inversement, les observations montrant l’existence de silicates cristallins dans les environnements circumstellaires alors qu’ils sont sous forme amorphe dans le milieu interstellaire. Ceci motive des expériences où des matériaux silicatés sont soumis à des recuits thermiques ou bombardés par des particules énergétiques (IAS Orsay et LSPES Lille). Des expériences destinées à comprendre la nucléation et la croissance des silicates en phase gazeuse manquent de manière cruciale. Des premiers résultats ont été obtenus au CRPG de Nancy. Sur le plan astrophysique, ces expériences seront stimulées par les observations du satellite Spitzer qui permettra d’obtenir des spectres IR sur un grand nombre de régions ainsi que par les missions de retour d’échantillons de matière extraterrestre.

4.2.B - Etudes theoriques

D’un point de vue théorique, la modélisation des processus microscopiques couvre la spectroscopie des espèces dans le gaz ou sur les grains, les collisions inélastiques des molécules observées dans le gaz avec principalement H₂, He, H, e^-, les processus de photodissociation, de recombinaison dissociative et les processus réactifs dans le gaz ou sur les grains. Ces processus sont intrinsèquement quantiques, même si certains degrés de liberté sont parfois modélisés avec succès de manière classique ou semi-classique.

La multiplicité des processus inélastiques et réactifs mis en jeu dans le gaz et à la surface des grains impose de hiérarchiser des priorités, en se basant au cas par cas sur la prospective théorique et sur l’importance astrophysique supposée. Pour les processus inélastiques, un tel tri a été effectué par le groupe de travail PCMI « BASEMOL » et a permis de cibler les objectifs théoriques du programme FP6 « Molecular Universe ». Une évaluation semblable des différents processus réactifs est nécessaire, car les modélisations en phase gazeuse, et a fortiori sur une surface, posent des défis théoriques encore plus difficiles que les processus inélastiques. Cette prospective raisonnée, à mener dans une interaction entre modélisateurs et théoriciens, est un impératif pour les prochaines années.

La modélisation de tous ces processus nécessite la détermination de surfaces de potentiel intra- et/ou intermoléculaires Les surfaces de potentiel sont construites point par point par des calculs de chimie théorique ab-initio. La précision des calculs ab-initio conditionne la qualité de la surface et la précision des étapes suivantes, à savoir, les prédictions spectroscopiques, ou des taux de collision ou de réaction qui seront ensuite incorporés dans les modèles astrophysiques. De grands progrès ont été réalisés pour les calculs ab-initio sur de petits systèmes, et pour ce qui concerne la phase gazeuse, des précisions quasi spectroscopiques de l’ordre du cm^-1 sur les surfaces de potentiel intra- et inter-moléculaires non réactives sont maintenant réalisables. La détermination des états de transition des processus réactifs est plus délicate, mais une précision de quelques dizaines de cm^-1 est désormais envisageable dans les cas les plus favorables. Pour atteindre cette qualité, il est nécessaire de combiner un traitement avancé de la corrélation électronique (MRCI, CCSD(T), SAPT ..) avec des approches explicitement corrélées ou des techniques d’extrapolation des résultats en base infinie pour corriger les erreurs liées à la troncation des bases mono-électroniques. Ces calculs demeurent cependant très lourds, et la généralisation de ces approches avancées à des systèmes plus gros demeure encore inaccessible. Les interactions avec les développements en cours, notamment dans la communauté COST D26, sont à encourager.

Les défis théoriques devraient ainsi progressivement se déplacer du calcul des surfaces de potentiel vers le traitement quantique (Close-coupling, R-Matrix, MQDT) des collisions sur ces surfaces et le développement de méthodes adaptées au calcul des taux de réaction à plus haute température (jusqu'à 1000 K au minimum) et à la prise en compte des processus d’excitation et de quenching vibrationnel. D’autre part, il sera nécessaire de considérer des systèmes plus complexes (systèmes à couches ouvertes, présence de plusieurs surfaces intervenant dans les processus d'excitation, présence éventuellement de voies réactives). Cette activité se développe en particulier dans le cadre du programme européen « Molecular Universe », pour lequel la communauté des théoriciens du PCMI a engagé sa prospective à 4 ans.

Dans le domaine de l’interface gaz-solide, de nombreux progrès sont à faire. En effet, la principale difficulté est de traiter de façon équivalente l’adsorption et la réaction. La première est une interaction faible de l’ordre de ~1 kcal/mol, l’autre une interaction forte ~100 kcal/mol. Les méthodes de type Théorie de la Fonctionnelle de la Densité (DFT) qui semblent à première vue adaptées compte tenu de la taille des systèmes abordés, sont en réalité incorrectes si on les utilise dans leur formulation habituelle. Ces difficultés proviennent du fait que les forces de dispersions de London ne peuvent pas être correctement représentées par des fonctionnelles d’échange-corrélation locales ou semi-locales. L’approximation de la densité locale (LDA) conduit systématiquement à une attraction trop forte alors que les résultats obtenus dans l’approximation du gradient généralisé dépendent de façon critique du choix de la fonctionnelle d’échange-corrélation .La solution pourrait être dans des développements originaux. A titre d’exemple, T. Wesolowski (Genève) propose une approche différente basée sur une partition de la densité électronique. La densité électronique totale est alors découpée en deux sous-systèmes de densités (le réactif et le substrat) et l’énergie totale peut être minimisée par rapport aux variations de la densité électronique réduite au sous système choisi. C’est une méthode Kohn-Sham avec densité électronique contrainte (KSCED).

A moyen terme, l’exploration des propriétés catalytiques des métaux de transition ou des complexes organo-métalliques associés est à encourager, principalement pour le fer. En effet la présence de ces métaux pourrait abaisser certaines barrières réactives et faciliter la synthèse chimique à très basse température à la surface des grains.

Enfin des développements théoriques plus rustiques pour modéliser la formation des manteaux des grains, et pour prendre en compte les processus de coalescence, fragmentation, et irradiation par le rayonnement ionisant seraient à envisager. Les aspects de physique statistique gouvernant la croissance des manteaux des grains, leur fractalité et l’apparition de sites actifs, plus ou moins piégés à l’intérieur des surfaces pourraient également se révéler déterminant quant à l’étude de l’adsorption/désorption.

4.3 - BILAN

Dans ce contexte, le PN PCMI a encouragé ces dernières années des projets selon plusieurs axes thématiques. Ceci permet d’envisager un certain nombre de résultats dans les années à venir.

-(i)- Interactions gaz-surfaces (grains). Formation de nouvelles molécules

a- Glaces moléculaires et évolution

- processus d’adsorption des molécules (PIIM, CEA, CRMC2, LPMA)

- évolution physico-chimique du manteau de glaces en particulier sous irradiation UV. Formation de molécules organiques complexes (IAS, PIIM)

- aspects théoriques

b- Formation de H₂. Efficacité et état d’excitation

- formation sur des surfaces à très basses températures (LERMA)

- rôle des PAHs (CESR, LPCM)

- aspects théoriques (LCAM, LPPM, PIIM)

c- Interaction gaz-grain (système fini et isolé)

- aspects théoriques (LETMEX, LCAM, ENS)

- approche expérimentale : étude des réactions de PAH avec des radicaux (OH, CH) au PALMS, avec H au LPCM et étude de réactions de PAH⁺ déshydrogénés avec des molécules (O₂, H₂, H₂O, CH₃OH) en piège à ions au CESR. Etudes de recombinaison dissociative d’ ions PAH avec des électrons au PALMS.

-(ii)- Evolution des matériaux par irradiation ou bombardement par des particules énergétiques

a- Matériaux carbonés

- photodissociation de PAHs (CESR), irradiation de nanoparticules par des rayons X (PALMS)

- formation d'un polymère organique par irradiation de molécules simples comme CH₄ (IAS)

b- Silicates irradiés par He⁺, H⁺ (IAS, LSPES)

-(iii)- Phase gazeuse et collisions

a- Réactions à très basse température :

- étude cinétique et dynamique (PALMS et au LPCM : nouveau dispositif avec une tuyère de Laval et expérience de jets croisés pour les aspects dynamiques).

A venir réactions atome (C, N, O)-molécule, radical (OH,CN,CH, C₄H) -molécule et radical-radical en utilisant des techniques de CRESU (PALMS) et de faisceaux croisés (LPCM).

- études théoriques des réactions de la phase gazeuse interstellaire à partir de la construction de surfaces d’énergie potentiel pour le calcul des constantes de vitesse (LETMEX)

- autres aspects théoriques (collaboration LERMA- PhLAM Lille): étude cinétique et dynamique de la réaction Si+O₂ par la méthode quantique de paquets d'ondes et la méthode de trajectoire classique, en cours Si+OH.

b- Mécanistique (détermination des différentes voies de réactions) :

- mesure des rapports de branchement de la recombinaison dissociative des ions hydrocarbures (C_nH_m⁺) avec des électrons en utilisant la technique de faisceaux confluents (merged beams) aux anneaux de stockage comme ASTRID en Danemark ou CRYRING à Stockholm.

- études théoriques des mécanismes mis en jeu dans les réactions de recombinaison électronique dissociative et ce à partir des surfaces de potentiel des états intervenants dans la réaction avec éventuellement calcul du taux de réaction (LETMEX).

c- Excitation ro-vibrationnelle : aspects théoriques (LERMA, LUTH, LAOG, LPCM)

- en cours: calcul des taux d'excitation à basse température H₂O+H₂, NH₃+He, HC₃N-H₂, HF-H₂, N₂H⁺+He (avec structure hyperfine), SO+He (avec structure fine), etc.

- à venir: Calculs des taux jusqu'à des températures de 1000K. Extension à d’autres systèmes, notamment dans le cadre “Molecular Universe”: SO+H₂, SO₂+He/H₂, SiO+He, H₂O-H, NH₃-H₂, HCN-H₂, etc. Prise en compte de l’excitation des modes de pliage (bending) pour H₂O, NH₃, HC₃N, etc. .

- développement de la base de données "Basecol" (collaboration LERMA- LAOB Besançon)

4.4 Lien avec la chimie atmosphérique

La chimie hétérogène est un domaine très actif de la chimie atmosphérique. De nombreux points sont communs avec la problématique interstellaire :

-(i)- Caractéristique de la surface des particules (glaces, suies, silicates)

- Adsorption/désorption de gaz à la surface des particules

- Aspects théoriques de la description de la surface des particules

- Approche expérimentale de la surface par microscopie (AFM, MEB,…)

-(ii)- Réactivité :

- Surtout OH et éventuellement Cl et Br comme point commun (les autres espèces étant plus caractéristiques à l’atmosphère : O₃, NO₂, HNO₃, N₂O₅,…).

- Rôle du rayonnement, UV en particulier.

4.5 Accent interdisciplinarité : Programmes (et GdR) nationaux et européens

- Programme « Molecular Universe » (6^ème PCRDT) : la communauté du PN PCMI en a largement inspiré le contenu et y est représentée à une hauteur proche du maximum permis par les règles communautaires (environ 40%). Ce programme transversal engage très concrètement la communauté du PN PCMI sur les années à venir sur des travaux théoriques (surfaces et collisions), des expérimentations de laboratoire, des modélisations astrophysiques (transfert radiatif, modélisations chimiques), et aussi sur le développement de bases de données plus complètes et plus conviviales. Il a aussi un rôle important pour promouvoir, au niveau européen, un travail prospectif durable sur les différents points théoriques critiques pour notre compréhension de la chimie interstellaire.

- Groupe de travail COST D26 « Towards a new level of accuracy in computations of molecular structure, molecular properties, spectroscopy and thermo-chemistry ».

- GdR Agrégation, Fragmentation, Thermodynamique de Systèmes Complexes Isolés qui regroupe la communauté des agrégats libres.

- GdR Glaces

- GdR Exobiologie : molécules prébiotiques,...

- Programme National de Planétologie : analyse matériaux extraterrestres,...

- Interface possible également avec la communauté combustion (formation et réactivité des PAH, d’agrégats carbonés de type fullerènes et évolution vers des grains de type suies).

5. Evolution non-linéaire du milieu interstellaire:

les apports incontournables de la simulation numérique

E. Falgarone, J. Le Bourlot, M. Pérault

Les défis lancés aux théoriciens par les observations des milieux inter- et circumstellaires ne peuvent être relevés sans l'aide de simulations numériques directes, du simple fait que les observables sont régies par des processus atomiques dépendant à la fois des propriétés locales (microscopiques) et non-locales (disons mésoscopiques) du milieu, que ces propriétés évoluent sous l'effet de processus non linéaires couplés et enfin que ces observables sont en général des moyennes réalisées sur des échelles notoirement plus grandes que les échelles micro ou mésoscopiques en question. Interpréter ces observables passe donc par l'élaboration de modèles numériques permettant non seulement de simuler les observables existantes, mais aussi d'en définir de nouvelles plus puissantes. Cette approche se heurte à des difficultés majeures liées à la formidable dynamique spatiale et temporelle requise, et au fait que les variables pertinentes dans l'évolution d'un système physique donné ne sont pas nécessairement les observables accessibles.

Ce constat montre la nécessité de développer en parallèle des approches plus ciblées, impliquant un nombre de variables réduit quand cela a un sens, destinées à explorer l'espace des paramètres, à mettre en évidence des comportements critiques, à explorer la richesse de couplages trop nombreux pour être pris en compte dans les simulations directes comme ceux impliqués dans la chimie ou l'évolution des poussières, traiter les situations hors équilibre, prendre en compte les écarts aux descriptions de type champ moyen, ...

Enfin, des outils conceptuels nouveaux (dans notre discipline mais pas nécessairement dans d'autres) devraient être développés là où les approches classiques sont mises en défaut, comme, par exemple, l'approximation fluide.

5.1. Etat De L'art Et Contexte

L'étude du milieu interstellaire (MIS) montre que celui-ci est le siège de phénomènes physiques variés, interagissant de façon contre intuitive. Les modèles ont tenté de rendre compte de cette complexité, et quelques brillants résultats peuvent être mis à leur actif (voir rapport d'activités). Cependant, il est raisonnable d'affirmer que l'essence même de ce qui caractérise la dynamique du MIS nous échappe encore.

Une des leçons majeures durement apprise par les concepteurs et utilisateurs de modèles du MIS, est l'échec de la ``règle de trois''. Les phénomènes physiques mis en jeu dans la dynamique du MIS sont hautement non linéaires et il est extrêmement aventureux de tenter d'extrapoler un comportement connu à un domaine de paramètres proches. L'effet de ces non linéarités intrinsèques est d'autant plus fort que peuvent interagir des phénomènes physiques différents mettant en jeu des énergies comparables. Ainsi, au sein d'un nuage moléculaire, on constate que les densités d'énergie gravitationnelle, turbulente et magnétique sont du même ordre de grandeur (à l'ordre 0). Dans un milieu ouvert, fortement couplé à l'extérieur, un déséquilibre n'aura pas spontanément tendance à s'amortir, mais au contraire pourra déclencher une chaîne de réactions susceptibles d'engendrer des comportements structurants de grande ampleur et de durée longue par rapport aux temps caractéristiques d'évolution des objets. L'une des caractéristiques essentielles de ces comportements est qu'ils ne peuvent être prédits sur la base de la dynamique locale.

5.2. Que Cherche-T-On A Modéliser?

L'astrophysique étant une science d'observations, l'objectif premier de tout astrophysicien est d'interpréter correctement les données de l'observation. Or dans le domaine du MIS les exemples abondent d'observations toujours inexpliquées. Citons-en quelques unes:

- depuis soixante ans le radical CH⁺ est observé en abondance dans le milieu froid à moins de 100 K, alors que sa formation requiert le franchissement d'une barrière énergétique de près de 5000 K. Quel processus fournit l'énergie nécessaire?

- depuis presque aussi longtemps, de larges bandes détectées en absorption devant les étoiles, les Diffuse Interstellar Bands, n'ont toujours pas de porteur bien identifié. Quel état de la matière interstellaire, solide, gazeux ou autre, les produit-il?

- les étoiles se forment dans des structures denses qui contiennent moins de 1% de la masse du MIS. Or les 99% restants, on le sait, participent au contrôle du processus, tout en étant distribués dans des volumes 10¹² fois plus grands. Comment?

- dans notre Galaxie, le taux moyen de formation d'étoiles se trouve être égal au taux auquel le milieu extragalactique se dépose sur notre Galaxie et comparable à celui auquel les vieilles étoiles rejettent la matière dans l'espace. Grâce à ce subtil équilibre, le MIS qui ne représente qu'1% de la masse de la galaxie est préservé sur des échelles de temps galactiques. Comment en est-on arrivé là ? Pourquoi surtout dans certains galaxies dites ultra lumineuses, assiste-t-on à des flambées de formation d'étoiles?

Le deuxième objectif, suite logique du premier, et plus fondamental encore, est d'explorer les phénomènes physiques (et la chimie) dans des conditions extra-terrestres. Cela, en ce qui nous concerne, s'articule autour de la complexité des milieux naturels, la turbulence, le champ magnétique et sa topologie et l'impact de ces derniers sur la chimie en phase gazeuse diluée. Il s'agit là de l'un des apports incontournables de ces dernières années: il serait illusoire de vouloir comprendre la chimie interstellaire sans prendre en compte la dynamique du gaz et du champ magnétique, les échelles de temps de la dynamique, jusqu'aux plus petites, on le comprend aujourd'hui, étant commensurables avec celles de la chimie.

Compétences spécifiques françaises

Si les équipes françaises en général ne sont pas en pointe en termes de Simulation Numérique Directe (SND) (et cela pour des raisons non scientifiques), elles le sont en termes de résolution d'équations différentielles non-linéaires couplées, et des résultats très originaux, reconnus par la communauté internationale, ont été obtenus dans plusieurs domaines. Il s'agit de la modélisation fine des régions de photo-dissociation des molécules (J. Le Bourlot) où la chimie et la thermique sont couplées au champ de rayonnement, des chocs magnéto-hydrodynamiques (MHD) et vortex magnétisés (G. Pineau des Forêts) où la thermique, certains aspects du champ de vitesse, et le champ magnétique partiellement couplé au gaz sont eux-mêmes couplés à la chimie.

Le compromis difficile entre la microphysique détaillée et la simulation numérique proprement dite est réalisé à une dimension dans les algorithmes à mailles mobiles de P. Lesaffre et J.-P. Chièze grâce auxquels les problèmes raides engendrés par la chimie couplés à ceux du transfert radiatif et de l'hydrodynamique peuvent être traités. A deux dimensions d'espace, E. Audit et P. Hennebelle traitent la condensation thermique en milieu multiphasique turbulent (Fig. 1).

Figure 1: Champs de densité et de vitesse obtenus lors de la condensation thermique du gaz atomique chaud (de type "warm neutral medium") soumis au forçage d'une turbulence supersonique. Il s'agit d'un zoom extrait des résultats d'une simulation 1000 x 1000 à grille fixe. (Audit & Hennebelle, 2004)

Dans le domaine de la formation d'étoiles, d'intéressantes confrontations avec les observations sont désormais possibles, même si les codes utilisés n'ont pas été réalisés en France. Citons le code SPH (Smooth Particles Hydrodynamics) et les calculs d'effondrement gravitationnel de P. Hennebelle qui prédisent des champs de vitesse en bon accord avec des observations de protoétoiles, et un code hydrodynamique original capable de calculer un écoulement discontinu hors équilibre, et permet aussi d'aborder les gaz raréfiés (G. Massacrier, J. Devriendt et collaborateurs).

Enfin, une première approche de type réseau d'itérations couplées dans laquelle le transfert radiatif et une chimie bistable sont couplés dans un champ de vitesse présentant des propriétés d'intermittence a permis d'observer la dynamique multi-échelles de la formation de structures chimiques (Décamp & Le Bourlot, Fig. 2).

Ces approches sont bien sûr à développer mais le passage à trois dimensions d'espace qui semble inexorable se heurte à des difficultés majeures. Le couplage de la dynamique du gaz et de la chimie opère via le refroidissement radiatif du gaz, qui dépend de sa composition chimique, de sa métallicité et de son degré d'ionisation. Il se fait aussi au travers du champ magnétique et l'on sait depuis longtemps que le couplage du champ magnétique et des espèces ionisées (ions moléculaires et atomiques ou poussières) au milieu neutre n'est pas non plus indépendant des échelles de temps des perturbations dynamiques. Une difficulté supplémentaire dans le traitement de ce couplage provient du fait que les échelles spatiales et temporelles de la dynamique rejoignent celles de la chimie et couvrent des ordres de grandeur: la cascade turbulente, par exemple, semble s'étendre jusqu'à des échelles proches du libre parcours moyen des atomes et molécules, et l'existence de l'intermittence en fait des échelles particulièrement actives. Il en va de même pour les échelles atteintes dans les chocs.

Quelles sont donc les perspectives dans ce domaine? Au prix de quelles simplifications peut-on envisager des approches numériques tridimensionnelles?

5.3. Perspectives

Simulations numériques directes

Une des propriétés du MIS à présent bien établie observationnellement est le caractère intrinsèquement multi-échelle d'un grand nombre de phénomènes, le plus exemplaire et sans doute le plus mal connu étant la turbulence. Les tentatives de modélisation par SND commencent tout juste à atteindre des domaines de nombre de Reynolds pertinents, et encore seulement dans des cas particuliers et en négligeant tous les aspects de la physique du milieu autres que la seule (magnéto)hydro-dynamique. Or, parmi les questions ouvertes par les SND de la turbulence et leur résolution nécessairement limitée se pose celle de savoir jusqu'à quel point un traitement incorrect (car simplifié) des petites échelles affecte la dynamique des grandes échelles. Cette question est particulièrement critique dans les simulations avec champ magnétique.

Une illustration de la non-linéarité de l'évolution chimique et des différences notoires qui se développent sur des temps même courts alors que les conditions initiales sont proches est donnée sur la figure 3. Elle montre l'évolution temporelle de l'abondance de l'ion moléculaire HCO⁺ ainsi que de la densité et de la température d'un gaz initialement très chaud et riche chimiquement qui se refroidit suivant une séquence isobare. On voit que moins de 1000 ans après le début de l'évolution, les milieux initialement à la même densité mais subissant une irradiation UV différente ont des abondances qui diffèrent de plus d'un ordre de grandeur, alors qu'initialement elles différent très peu. Que dire d'une telle évolution calculée dans un milieu turbulent où le forçage, sous l'effet du champ de vitesse ou des variations d'irradiation UV, varie sur des échelles de temps du même ordre de grandeur, ou moins?

Figure 2 : Structures engendrées par l'abondance d'une espèce chimique dont la formation présente un caractère bistable. La chimie ici est couplée à un champ de vitesse (et de densité) turbulent et intermittent. L'espace est l'axe horizontal et le temps l'axe vertical. (Decamp & Le Bourlot 2002)}

Figure 3 : Evolution isobare du refroidissement d'un gaz initialement chaud et riche en molécules. De haut en bas, l'abondance de HCO⁺, la température et la densité. Les densités initiales sont de 30 cm^-3 et 100 cm^-3. L'écrantage du champ UV ambiant est de 0.2 mag (continu et pointillés) et de 1 mag (tirets et points-tirets). Notez la croissance très rapide des écarts d'abondances entre les milieux initialement à la même densité et d'abondances proches. (Falgarone, Pineau des Forêts, Hily-Blant, Schilke 2004).

Cela illustre à quel point la question de la validation des simulations numériques directes est critique dès que plusieurs processus non-linéaires sont en jeu.

Approches alternatives et complémentaires

De tout ce qui précède, il apparaît qu'il n'est pour l'instant possible de tenir compte simultanément de la richesse de la dynamique intrinsèque et de la grande gamme d'échelles dynamiques (spatiales et temporelles) impliquées qu'en utilisant des outils spécifiquement adaptés à cette description.

Les ondelettes:

Les ondelettes apparaissent comme l'outil de base naturel pour cela. Parmi les difficultés à mettre en oeuvre des outils utilisant leur spécificité, figure naturellement la lourdeur de l'attirail mathématique, mais aussi leur très (trop) grande richesse (quelle famille d'ondelettes adopter?, dans quel but?, ...). En revanche les bénéfices sont évidents: possibilité naturelle de travailler dans des espaces fractals, disparition des difficultés liées à l'existence de singularités, etc...

Vers une nouvelle physique statistique ?:

On aura compris que les interactions à une échelle ``mésoscopique'' jouent un (le?) rôle clé dans la dynamique des nuages interstellaires. Or nous nous heurtons ici à une carence d'outils conceptuels permettant d'appréhender ces interactions. Il y a plus d'un siècle, le développement de la physique statistique a permis d'inclure les caractéristiques microscopiques des objets physiques au sein d'une description globale intégrée. Nous pouvons ainsi souvent utiliser des quantités physiques clairement définies comme la température ou des taux de réactions chimiques sans avoir besoin de faire appel à une description détaillée des fonctions de distribution de vitesse de molécules ou aux interactions quantiques lors d'une collision. C'est à la base même des conditions permettant de décrire l'écoulement d'un fluide par exemple par les équations de Navier-Stokes.

Or, la description ``fluide'' qui sous-tend cette conception du cadre physique de base tend à devenir inopérante dans le cas du MIS. La dynamique d'échelle est trop vaste, la présence de chocs invalide les hypothèses ergodiques sous-jacentes, les écarts aux descriptions de type ``champ moyen'' sont importants et fréquents. Il est donc nécessaire de prendre en compte cette variabilité en renonçant à décrire précisément l'intégralité des phénomènes physiques intervenant pour ne privilégier que ceux qui ont une influence directe sur les observables majeures. Pour cela, il est utile de se placer à une échelle intermédiaire, grande par rapport aux molécules, mais petite par rapport à la taille des objets modélisés et dont le comportement intrinsèque puisse être décrit par un petit nombre de variables (à choisir). Le comportement global résulte alors des interactions entre un très grand nombre de ces cellules élémentaires. Le travail de modélisation consiste à choisir les ``bonnes interactions'', puis à calculer les quantités moyennes (statistiques) directement comparables aux observations.

On se donne ainsi la possibilité d'avoir une description réaliste d'une classe d'objets dont le comportement typique est bien compris.

Moyens à mettre en oeuvre

Ces différentes techniques et approches ne sont pas foncièrement originales en physique, mais sont très partiellement et souvent très mal dominées par une majorité d'astrophysiciens, aussi bien observateurs que physiciens. Or il est indispensable de comprendre au minimum les notions de base (et le vocabulaire correspondant) pour être en mesure de juger de la pertinence ou non d'un modèle pour analyser une série d'observations particulières.

Le premier effort indispensable est donc un effort de formation. Il passe bien sûr par la formation initiale de nos étudiants, et cette nouvelle physique est intégrée aux différents cours des Masters d'astrophysique en France. Mais il est également indispensable d'assurer une remise à niveau d'une grande partie de la communauté des astrophysiciens professionnels, qui n'a eu que peu d'occasions d'être sensibilisée à l'intérêt de ces outils, et répugne souvent à faire l'effort indispensable pour surmonter la``barrière théorique'' qu'elle croit (à tort) détecter. De ce point de vue, des écoles de formation, telle que l'école thématique du CNRS organisée à Goutelas en octobre 2004, sont indispensables pour aider un maximum de chercheurs à se maintenir au meilleur niveau ("Systèmes complexes en astrophysique: émergence de structures en milieu dilué", http://aristote.obspm.fr/complex).

D'autre part, il n'existe encore pas (ou du moins très peu) de modèles relevant de cette ``nouvelle physique'' et parvenus à une maturité suffisante pour apporter une aide efficace et immédiate à l'exploitation des données des grands instruments. Il est donc indispensable là aussi qu'un effort volontariste maintenu sur le long terme permette leur émergence et leur validation. Cela passe par un soutien financier (les moyens de calcul demandés sont souvent importants), mais surtout par des moyens humains. Développer, tester et valider un code demande un temps considérable. Le travail (l'abnégation?) des étudiants et chercheurs qui s'y consacrent doit être reconnu, en particulier par une politique d'affichage de postes dédiés. Le PN PCMI peut jouer un rôle majeur pour faire en sorte que cette activité soit reconnue et favorisée.

Interdisciplinarité

Le développement de codes de SND est un important investissement. Le couplage chimie/turbulence pourrait se faire à l'aide de codes du type de ceux développés par les géophysiciens où une phase préliminaire permet au code d'apprendre à trier parmi les milliers de réactions celles qui sont pertinentes dans chaque contexte et à réduire la dimensionnalité de son espace de réactions.

Plusieurs équipes travaillent déjà sur l'implémentation du champ magnétique dans un code à maille adaptative traitant correctement l'hydrodynamique et la gravité (R. Teyssier). Cette collaboration inclut un géophysicien (E. Dormy) et des mathématiciens. Le couplage de la chimie et du champ magnétique quant à lui requiert le développement de codes multi-fluides.

En France deux grandes communautés organisées en GDR et proches de l'astrophysique sont celles de la turbulence et celle de la dynamo. Des échanges réguliers existent et ont conduit à la conception et réalisation d'une expérience de mesure du transport du champ magnétique par la turbulence.

Enfin, les liens existant déjà avec des physiciens des systèmes complexes à l'Institut non-linéaire de Nice, l'Institut de recherche sur les Phénomènes hors-équilibre et l'UMR Matière et systèmes complexes, qui se sont concrétisés par l'école mentionnée plus haut devraient conduire à terme à de véritables collaborations concernant les instabilités d'interfaces, la combustion, l'origine des structures, la transformation en ondelettes.

6. Prospective PCMI : Analyses/Simulations de Spectres, Bases de Données et Observatoires Virtuels

M.L.Dubernet

6.1 Analyses/Simulations de Spectres

Le développement d'outils d'analyse ou de simulation de spectres est lié à l'exploitation scientifique de missions spatiales ou sols d'observation. L'analyse des spectres dépend des milieux et dans une certaine mesure des longueurs d'onde observées. Cette analyse repose sur la disponibilité de codes de transfert radiatif adaptés à la physique des milieux astrophysiques, de données spectroscopiques sur les longueurs d'onde, coefficients d'Einstein, intensités des raies des espèces et de données collisionnelles dans certaines conditions physiques. Le résultat des analyses ou des simulations doit être rendu disponible après une période d'exploitation, ce qui implique la notion de stockage, de maintenance et de diffusion de l'information. L'analyse des spectres va nécessiter l'accès aux archives des données observées et le traitement de ces données. Dans un projet d'analyse il faut également prévoir la partie « pipeline » des données du projet en amont de l'exploitation scientifique, avec une attention toute particulière aux standards d'échange, en particulier aux metadonnées qui vont décrire les caractéristiques de ces données. Il faut aussi prévoir la gestion des résultats théoriques issus des simulations numériques.

Il est important de souligner la nécessité de développer des pôles de compétence sur tous ces aspects (codes de transfert radiatif, données de physique moléculaire, stockage de l'information, développements informatiques des outils, « pipeline », simulations numériques des milieux), les pôles devraient être liés au sein d'un réseau. Cela permettrait une plus grande flexibilité de maintenance et d'évolution. La notion de réseau exploitant les compétences locales est mise en avant afin d'assurer la qualité des prestations et d'encourager la participation active de tous ainsi qu'un retour sur investissement pour tous les participants. L'aspect réseau doit être privilégié car les initiatives prises dans le cadre d'une mission (par exemple HERSCHEL, cf ci-dessous) peuvent être menés en synergie avec les préparations d'autres missions (comme ALMA).

Actuellement un certain nombre de grands instruments et d’observatoires spatiaux occupe la communauté PCMI, avec en priorité pour le mm et sub mm le satellite HERSCHEL, APEX et ALMA, pour l'IR SPITZER, pour l'UV FUSE.

Au vu de la quantité énorme de données qui devront rapidement être analysées, il est certes indispensable de développer des outils d'analyse; néanmoins chaque milieu ayant ses propres caractéristiques et la recherche sur ces milieux évoluant, il faut créer des outils d'analyse sur lesquels les chercheurs peuvent interfacer leurs codes, même si un choix de code est disponible localement. Pour HERSCHEL (instrument HIFI), des efforts spécifiques sur la simulation et analyse de spectres ont commencé avec le projet CASSIS à Toulouse.

Dans toute analyse ou simulation, l'aspect documentation est extrêmement important : qualité des données moléculaires, hypothèses physiques des codes de transfert; ces documentations doivent être établis par des spécialistes des domaines. En tant que service à la communauté nationale ou internationale, il faut prévoir une aide humaine à l'utilisateur des logiciels (soit en ligne, soit en ayant la capacité d'accueil matérielle et humaine des visiteurs).

Les initiatives de la communauté française doivent s'inscrire dans le contexte international, des initiatives similaires émergent certainement dans d'autres pays, et dans la mesure du possible il faut collaborer avec les autres pays.

6.2 Bases de données

Les bases de données se divisent en 3 aspects : le stockage des données observées et traitées par « pipeline », le stockage des résultats des simulations/analyses de spectre ou de simulations des milieux étudiés, les données de physique atomique et moléculaire.

· Les stockages des différents types de données : données traitées, bibliothèque de spectres synthétiques, résultats des analyses de spectre, résultats des simulations des milieux demandent un réflexion approfondie des métadonnées et du modèle des données associés aux différentes bases ainsi que des standards d'échange. Les activités métadonnées, du modèle des données sont essentiellement scientifiques, et elles ne sont pas spécifiques au programme PCMI : il y a une réflexion internationale au niveau des Observatoires Virtuels, et au niveau national pour d'autres domaines. Tout travail entrepris doit tenir compte du contexte international et peut s'appuyer sur l'expertise acquise dans d'autres programmes (physique solaire, stellaire, galaxies). Il serait souhaitable que des collaborations inter-programme s'établissent sur ces problématiques. (Note : les métadonnées concernant les données de projet sol ou spatiaux sont prises en charge par les projets eux-mêmes, il serait peut-être souhaitable que le CNES s'implique jusqu'au niveau des données traitées).

· Physique Atomique et Moléculaire:

Implication des PN dans les activités de bases de Physique Atomique et Moléculaire

Les données de physique atomique et moléculaire sont utilisées dans l'interprétation/simulation des spectres et dans la simulation des milieux. Ces donnéees concernent tous les programmes nationaux et toutes les missions d'observation. Les bases de données spectroscopiques et collisionnelles de physique atomique sont traditionnellement liées à la physique des atmosphères stellaires/solaires, les bases moléculaires à la physique du milieu interstellaire (incluant les enveloppes circumstellaires), à la planétologie et à la physique des comètes.

Les activités autour des bases de données de physique atomique et moléculaire doivent s'organiser en tenant compte de l'implication des autres programmes nationaux, en essayant de ne pas dupliquer les efforts entre les différents PN. Les bases de physique atomique et moléculaire constituent une thématique à l'interface des programmes nationaux (voir document du groupe interface de D. Despois).

Etat des lieux global

Il existe des grands centres de données bien établis et maintenus sur le long terme (NIST, JPL, HITRAN, GEISA, CDMS, CHIANTI, VALD, etc...), le CDS a un certain nombre de données issues des publications et accueille TOPbase/TIPbase, il existe également des compilations publiques faites à partir des diverses grandes bases et d'articles, afin de réunir des éléments au niveau d'une seule thématique (planètes, comètes, etc....). Les grands centres de données présentent la garantie de la pérennité sur le long terme, elles offrent un certain nombre d'informations sur la qualité des données. Néammoins elles ne sont pas complètes, ni au niveau des besoins astrophysiques ni au niveau des indices de qualité, et par manque de moyen elles ne sont parfois pas mises à jour (cas de JPL par exemple). Certaines de ces bases de données fonctionnent majoritairement grâce à des contrats thématiques passés avec des agences spatiales : NASA, ESA, CNES (exemple : la physique de l'atmosphère pour HITRAN, GEISA, JPL). Ce lien entre types de données et source de financement explique l'origine du manque de données sur certaines molécules d'intérêt purement astrophysique. Par l'intermédiaire du consortium HERSCHEL, la base de spectroscopie moléculaire du CDMS est soutenue financièrement par l'ESA pour 3 ans à travers l'attribution d'un post-doc, et devrait pouvoir couvrir les besoins en spectroscopie moléculaire de la mission HERSCHEL. La base BASECOL sur les processus d'excitation ro-vibrationnelles a été soutenue financièrement par le programme PCMI, et par les établissements d'hébergements (Observatoires de Besançon et de Paris).

La constitution de bases de données (statiques ou dynamiques) requiert un gros effort en terme de temps de chercheur et d'ingénieur, et nécessite d'être soutenue par les programmes nationaux et par les établissements d'hébergements (recrutement chercheurs, ingénieurs/techniciens et financements CDD/vacataires).

Qualités des données de Physique Atomique et Moléculaire dans les bases

Le programme PCMI stimule la communauté des physiciens dans deux directions : aborder des phénomènes de physique non encore explorés et produire des ensembles de données de qualité pour la préparation de missions d'observations. La qualité requise dépend de l'utilisation astrophysique et des groupes de travail interdisciplinaire ont/vont permis/permettre en spectroscopie et en collision de mettre au point une planification pluriannuelle des travaux théoriques et expérimentaux à réaliser (rapports BASEMOLE, Astrospec). L'interaction Physiciens/Astrophysiciens est essentielle afin de tester la sensibilité des modèles astrophysiques aux précisions des données de physique moléculaire, ce qui permet de guider efficacement les efforts de recherche théorique et expérimentale en physique moléculaire/atomique.

L'analyse des spectres et surtout la modélisation des milieux astrophysiques nécessitent souvent des ensembles complets de données de physique moléculaire ou atomique; ces ensembles sont souvent difficiles à obtenir avec des méthodes précises, et s'impose alors la génération d'ensemble de données de physique moins précises mais complètes. Ceci est un point crucial souvent soulevé par les astrophysiciens, et le rôle des bases de données devrait comprendre la mise à disposition de données originales, de données de qualité obtenues avec les meileures méthodes de physique et de chimie, mais aussi de données moins performantes, mais indispensables et dont l'ordre de grandeur a un sens.

Organisation des mises à disposition des données

La constitution de bases de données en physique moléculaire/atomique doit correspondre à une niche de compétences non encore exploitée au niveau international, en relation étroite avec un réseau de spécialistes producteurs de données et maintenue par des spécialistes du domaine.

· C'est le cas de la base sur les excitations rotationnelles/ro-vibrationnelles de molécules BASECOL.

· C'est également le cas d'un projet commun à l'IAS et au CESR : L'IAS et le CESR montent en collaboration un projet expérimental avec l'objectif de constituer une base de donnée sur les propriétés de la matière solide (poussières et glaces) dans l'infrarouge lointain jusqu'au millimétrique. Ces mesures exploreront les effets de composition mais aussi de température et de structure sur les propriétés d'émission. Ces données seront associées à un modèle d'émission des poussières interstellaires qui permettra de calculer des spectres d'objets astrophysiques: milieu interstellaire diffus, nuages moléculaires, condensations proto-stellaires et disques proto-planétaires. Cet outil servira à l'interprétation des observations photométriques et spectroscopiques des poussières avec ALMA, Herschel et Planck.

· Pour la spectroscopie mm, sub mm, un certain nombre de bases existent (JPL, CDMS à Cologne). Pour les raisons citées ci-dessus, les données disponibles ne sont pas actuellement suffisantes, et il serait souhaitable d'aider les responsables de la base CDMS à compléter les données, en fournissant une liste de priorités (travail Astrospec) et éventuellement en organisant un réseau de producteurs afin de combler les manques. Cette dernière partie nécessite une organisation forte de producteurs de données.

L'organisation idéale est un ensemble de sous-réseaux de spécialistes qui oeuvrent à produire les données, avec des centres thématiques qui collectent les productions et développent des outils de « data mining » afin d'aller chercher les autres données dans les grandes bases. Chaque centre correspond à une ou plusieurs thématiques de physique atomique et moléculaire. Il ne s'agit pas de constituer de nouvelles bases statiques à partir des grandes bases, mais d'offrir un service interactif. Chaque centre doit correspondre à des expertises locales sur les données. La notion de réseau de centres permet de développer en commun des outils de « data mining » et une philosophie commune de visualisation des données. Un outil de ce type existe déjà pour certaines données de physique atomique (logiciel GENIE). Il faut donc développer les deux aspects distincts : 1) collecte des données (travail essentiellement scientifique) 2) développement d'interfaces d'accès et résolution du problème de l'interopérabilité des applications.

6.3.Observatoires Virtuels

Le problème de l'interopérabilité entre applications astrophysiques est en cours de résolution dans le cadre des Observatoires Virtuels et des travaux ont commencé en France afin d'inclure les données de Physique atomique et moléculaire dans les Observatoires Virtuels.

Présentation de l'Observatoire Virtuel

Avec l’utilisation des cibles électroniques utilisées pour l’observation de l’Univers sur les télescopes astronomiques au sol ou embarqués et le développement d’internet, l’échange de données au sein de la communauté astronomique a connu un essor considérable. En particulier, les observations de provenances diverses peuvent être confrontées afin de réaliser des études multi-fréquence des phénomènes. Néanmoins, la collecte de ces données, archivées dans des bases dispersées prend un temps considérable aux chercheurs.

La communauté internationale a décidé de se doter d’un outil performant qui permette très aisément de rassembler les données pertinentes : il s’agit du concept d’Observatoire Virtuel.

Pour permettre la liaison rapide entre les données, on a défini une norme commune de description des tables de données, appelée VOTable, utilisant le langage XML. Cette norme prévoit une procédure simple pour organiser et décrire les informations résultant d’une requête à une base ou à un système d’archivage. Pour que le concept d’observatoire virtuel devienne réalité, il faut réaliser l’inventaire des données existantes à l’échelle internationale, déployer un ensemble cohérent d’archives, de relevés, de services et de dictionnaires de référence. Il faut aussi mettre en place des modes d’accès normalisés aux données et développer des outils de traitement et d’analyse. Grâce à ces développements, il deviendra possible de réaliser, au sein de listes comprenant des milliards d’observations, l’identification croisée des sources observées à plusieurs longueurs d’onde. L’enjeu en est la découverte, au sein de ces très vastes ensembles de données, de groupes particuliers partageant les mêmes caractéristiques. Avec, à la clé, l’éventuelle mise en évidence de quelques échantillons d’objets rares, voire inattendus.

Un autre challenge sera de permettre la confrontation des résultats de simulations numériques ou de modélisations avec les observations et d'introduire des données d’observation dans les calculs numériques.

La condition essentielle est d’assurer l’interopérabilité des bases de données et applications, ce qui va se faire grâce à l'adoption de standards VO de communication et d'identification des données et ressources.

Contexte international

La mise au point des divers standards OV est prise en charge par des groupes de travail de l’ »International Virtual Observatory Alliance » (IVOA), qui réunit l'ensemble des projets nationaux. Deux réunions annuelles et des forums électroniques très actifs assurent l’échange d’informations et d’idées. L’IVOA contrôle la définition des standards dont l’adoption finale sera assurée par l’Union Astronomique Internationale (UAI) qui fait autorité dans le monde de l’Astronomie.

Contexte national

Pour organiser la participation française à l’Observatoire Virtuel, le CNRS (INSU) a mis en place une Action Spécifique « OV-France » avec pour objectifs la coordination nationale, la diffusion des techniques et des méthodes (organisation de tutoriales). Elle est également le point de contact pour les projets européens, les STIC, et organise la collaboration avec le CNES. Elle assure en outre l’évaluation des projets OV (compétence/utilité scientifique/contexte). Elle s’appuie notamment sur les compétences reconnues du Centre de Données de Strasbourg (CDS) qui joue déjà un rôle prépondérant dans la diffusion des données et dans la définition des standards de l'IVOA.

Contexte BDD de Physique Atomique et Moléculaire, Analyses de spectre en France

Des travaux ont débuté, en collaboration entre le CDS et l'Observatoire de Paris, afin de définir des metadonnées pour la physique atomique et moléculaire (Unified Content Descriptors) et la mise à disposition des données de physique atomique et moléculaire dans le cadre des Observatoires Virtuels est actuellement à l'étude. En particulier dans le cadre d'un PPF quadriennal, l'Observatoire de Paris propose un portail Observatoire Virtuel sur les données de Physique Atomique et Moléculaire. Il faut souligner que l'initiative de l'accès des bases de Physique dans les Observatoires Virtuels est une spécificité française, et que cette initiative est soutenue par OV-France.

Il y a actuellement dans la communauté PCMI, une certaine motivation pour l'utilisation des standards OV dans les projets d'analyse/simulation de spectres ou dans les mises à disposition de modélisations numériques (nous abordons ici la thématique «  modélisations numériques » uniquement sur le plan de l'interfaçage dans le cadre OV). Néanmoins, malgré l'enjeu essentiel que représentent les Observatoires Virtuels pour tous les projets scientifiques (BDD, simulation, analyse de spectres) liées aux projets d'observations spatiaux ou sol, aucune réalisation n'est prête à démarrer. Il s'agit d'un aspect d'interfaçage important à soutenir dans l'avenir, car il est certain que toutes les réalisations se faisant hors du contexte Observatoires Virtuels, n'auront pas de retombées internationales.