Licence de Physique – Université des Sciences Montpellier II

PLANÈTES ET EXOBIOLOGIEmodule Culture générale

cours II AstrochimiePr. Denis Puy

Groupe de Recherche d’Astronomie et d’Astrophysique du LanguedocDenis.Puy@graal.univ-montp2.fr

• I- Structuration de l’Univers

• II- Astrochimie

• III- Formation gravitationnelle

• IV- Etoiles

• V- Planètes

• VI- Exoplanètes

• VII- Exobiologie

SITE INTERNET ASTROCHIMIE

www.cesr.fr/~giard

www.palms.univ-rennes1.fr/ASTROEXP/

H, He: pas condensables, gaz interstellaire O, C, N: partiellement condensables H2O/CH4/NH3/CO/C: gaz/grains Si, Mg,,Fe: condensables, silicates (roches), grains interstellaires Autres: condensables, grains

Grande diversité: chimie de phase gazeuse physique du solide chimie minérale chimie organique

TRANSITIONS ATOMIQUES ET MOLÉCULAIRES

Transition électroniqueatomes

Domaine de l’ultraviolet – visible10nm – 100nm

Lampe au sodium Na

Transition vibrationnellemolécules

Domaine de l’infrarouge10m – 100m

Spectre solaire de la molécule O2

Transition rotationnellemolécules

Domaine du millimétrique100m – 10mm

Spectre moléculaire d’Orion

Transitions électroniques

Sub millimétrique

Radio

Transitions vibrationnelles

Transitions rotationnelles

Mo

lecu

lar em

iss

ion

Visible

Ultraviolet

Infrarouge

Millimétrique

Sp

e ctr

e é

lec

tro

ma

gn

éti

qu

eIntérêt de l’astrochimie millimétrique

ASTROCHIMIE SUBMILLIMÉTRIQUE

L’interféromètre du Plateau de Bure 30m de l ’IRAM

= 1, 2 et 3 mm = 300, 150 et 100 GHz

Carte de la molécule CO

Centre de l’amas de galaxie Abell 1795 (interféromètre du plateau Bure)

satellite ODIN = 0.55 m ou = 557 GHz

Nuage sombre constellation du taureau

Spectre mesuré par le satellite ODIN

Système des niveaux d’énergie de O2

COMPLEXITÉ DU RÉSEAU DE TRANSITIONS

Nombreuses transitions à interpréter dans un spectre

d’objet astrophysique

Système des niveaux d’énergie de H2O

Processus de transitions quantiques

E (eV)

0

E qques eV: UV, Visible

5Transitions

électroniques

E qques 0,1 eV: IR

Transitionsde vibration

0,1

E=0,001eV: IR lointain

Structure finecouplage spin orbital/ spin des électrons

exemple C+ CII

2P 3/2

2P 1/2

E = 0,0079 eV = 157 m

0,01

Transitions de rotation

exemple CO

J = 4

3

210

E(J) = BJ(J+1)

E= 0,0005 eV = 2,6 mm

0,000 001

E qques 0,0001eV: radio mm et submm

E = 0,000 006 eV = 21 cm

exemple H HI

2S 1/2 , F=1

F=0

Structure hyperfinecouplage spin noyau

/ spin total des électrons E qques 0,000 001eV:

radio centimétrique

Submm : molécules ? environnements ? Transitions fondamentales des molécules légères La plupart des régions froides de l’Univers

Transitions supérieures des molécules lourdesRégions astrophysiques les plus denses et les plus chaudes

• H2D+, HD2+ Indicateur de la chimie du deuterium

• HDO Traceur potentiel de la molécule d’eau

• H3O+ Indicateur du taux d’ionisation par rayonnement cosmique

• CF+ Traceur des régions de photo dissociation

• CO et SiO

• Complexes moléculaires

Détection CO

Observations APEX NGC 6334I

Complexité du milieu interstellairetrois phases

HIIGaz ionisé

E=100-13.6 EvHe+, H+, O+, C+, N+…

HIGaz neutre

E=13.6V - 2 eVHe, H, O, C+, N…

H2Gaz neutre

E<2 eVH2, He, CO, CO2, H2O ….

FORMATION MOLÉCULAIREMécanismes collisionnels

PRINCIPE: La rencontre de 2 atomes ou molécules nécessitent un déplacement de l ’un par rapport à l’autre.

Collisions à trois corps :

Collisions à deux corps avec émission d ’un atome, photon ou électron :MÉCANISME EFFICACE

TRÈS RARE !

Dépendance de la densité du milieu astrophysiqueLoi d’Arrhenius k(n,T)

Les densités dans l ’universAmas de Galaxies

n 10-3 cm-3

T = 100 000 000 K

Galaxies

Nuage diffus ionisén = 1 cm-3

T = 10 000 K

Nuage neutren = 20 cm-3

T = 100 K

Galaxies

Nuage densen = 104 à 106 cm-3

T = 10 K

Univers primordial

n = ? cm-3

T = ? K

Les fréquences des collisions pour H/Hdans le milieu interstellaire galactique :

Milieu ionisé Nuage neutre Nuage moléculairen (cm-3) 1 20 100000T (K) 10000 100 10Ecin. (eV) 0,8625 0,0086 0,0009<V(H)> (m/s) 14510 1451 459kcol.=<V>n (sec-1) 1,45E-10 2,90E-10 4,59E-071/k (années) 230 115 0,07

Mécanismes élémentaires astrochimiques

X + e- X - + h

Attachement radiatif

Photo-détachement

X+ + e-

X + h

Recombinaison

Photo-ionisation

XY+ + e-

X + Y Recombinaison dissociative

XY + e- X- + Y

Détachement associatif

Avec électrons

A+ + BC

AB+ + C Echange ion-molecule

A+ + B A + B+ Transfer de charge

A+ + B- A + B Neutralisation mutuelle

A+ + B AB+ + h

Association radiative

Mécanismes élémentaires astrochimiques

Avec ions

A + B AB + h Association radiative

AB + C A + BC Echange neutre-neutre

Possible si dipole AB 0

Mécanismes élémentaires astrochimiques

Avec neutres

A+ + e- A+ + e-+ h

Emission libre-libre rayonnement de freinage

Bremstrahlung

A + c.r. A+ + e-+ c.r.

Ionisationpar les rayons cosmiques

Régions sombres

c.r. + B c.r. + B + h Rayonnement

synchrotron

Mécanismes élémentaires astrochimiques

Mécanisme très efficace pour former H2 en quantité suffisante H + H H2 + h : improbable car pas de dipole

Les surfaces de grains de poussières sont des sites de formation

Mécanismes sur des grains interstellaires

Mécanismes d’adsorption

H 1er collage Migration2ième collageFormationExpulsion

H

H2

E 0.01eV E = 4.5 eV

Taux de « collage » sachant que:Rayon du grain : rgrain 0.1 mmVitesse de H : Vth. 500 m/sMasse de H : mH = 1.67 10-23 gDensité de gas : nH2 105 cm-3

Masse des grains/ Masse du gaz : Y 1/100

ngrains = nH2 2 mH Y /(4/3rgrain3 ) 8,5 10-7 cm-3

kcoll. = rgrain2 Vth ngrains 1.3 10-11 s-1 1./ 2500 ans

Quelques exemples de chemins réactifs

Synthèse d ’espèces plus complexes:(6) C+ + CH4 C2H2

+ + H2

(7) C+ + CH4 C2H3+ + H

(8) C2H3+ + e- C2H2 + H

(9) C2H2+ + C2H2 C4H2

+ + H2

(10) C4H2+ + e- C4H + H

Ionisation par les rayons cosmiques

H2 + c.r. H2+ + e- + c.r.

Puis réactions ions/molécules H2O, CH4, NH3…:(1) H2

+ + H2 H3+ + H

(2) O + H3+ OH+ + H2

(3) OH+ + H2 H2O+ + H(4) H2O+ + H2 H3O+ + H

(5) H3O+ + e- H2O + H

HERSCHEL(4.23 m)

ESA (2007)

Infra-rougePIRENEA (CESR Toulouse)

HERSCHEL

Formation stellaire et galactique

Signatures moléculaires

Poussières galactiques

objets froids

HERSCHEL(4.23 m)

ESA (2007)

Infra-rouge

Interféromètre ALMA

Signatures moléculaires

Proto-nuages moléculaires

(sub)millimétrique ALMA (64 antennes de 12 m)

ESO + international (2004-2010)