LERMA UMR8112

Laboratoire d’Études du Rayonnement et de la Matière en Astrophysique et Atmosphères



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Turbulence & champ magnétique

publié le , mis à jour le

Le milieu interstellaire est non seulement le site de formation des étoiles et des planètes mais aussi le principal acteur de ce processus. Une thématique majeure dans le domaine est de comprendre comment les propriétés dynamiques, magnétiques, chimiques, et thermiques du milieu - étroitement couplées les unes aux autres - contrôlent sa condensation depuis ses phases les plus diffuses jusqu’aux densités stellaires, mais aussi son évolution chimique, de la formation des molécules les plus simples jusqu’aux espèces complexes.

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Comment expliquer la présence de molécules dans les phases les plus diffuses et irradiées, a priori hostiles à la survie de nombreuses espèces ? Par quelle combinaison de processus micro-physiques et macroscopiques peut-on expliquer la formation de structures complexes, depuis les échelles Galactiques jusqu’aux échelles proches du libre parcours moyen des molécules ? Quelle est la nature de la turbulence ? Quelles sont ses sources d’énergie et comment se dissipe-t-elle ? Enfin, quel est le rôle du champ magnétique dans la formation des structures et dans la dynamique des espèces chimiques ? Telles sont les questions auxquelles notre équipe tente de répondre.

La compréhension de ces processus soulève toutefois d’immenses difficultés de modélisation. Une approche numérique traitant l’évolution temporelle de toutes les espèces chimiques en trois dimensions est hors de portée des calculateurs actuels les plus puissants car les échelles s’étendent sur plusieurs ordres de grandeur. Notre équipe suit donc deux approches complémentaires : le développement de simulations numériques qui décrivent la dynamique 3D du milieu interstellaire ; et la conception d’outils de modélisation qui traitent les processus physiques et leurs interactions dans des systèmes à dimensions réduites. Notre travail comporte également la réduction et l’analyse de nombreuses observations collectées dans le cadre de collaborations internationales avec les télescopes Herschel, Planck, SOFIA et ALMA.


Découvrez ci-dessous quelques résultats récents.


Filaments de matière et champ magnétique

Les relevés du satellite Herschel ont révélé l’existence de filaments de matière dans les nuages moléculaires. Par ailleurs, l’étude de la polarisation de l’émission thermique des poussières a récemment permis de déterminer l’orientation du champ magnétique dans ces nuages. Toutes ces observations montrent que le champ magnétique est aligné avec les filaments les plus diffus et perpendiculaire aux filaments les plus denses, une tendance que l’on retrouve dans les simulations numériques du milieu interstellaire. Ces liens établis entre les structures de matière et le champ magnétique ouvrent de nouvelles perspectives sur la formation des filaments et leur évolution vers des entités gravitationnellement instables et sites de formation d’étoiles.

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Echelles dissipatives de la turbulence

La dissipation de la turbulence joue un rôle essentiel dans l’enrichissement chimique du milieu interstellaire diffus. Afin de déterminer ses propriétés dynamiques et statistiques, nous avons réalisé des simulations MHD de turbulence en déclin capables de traiter la dissipation visqueuse, ohmique et ambipolaire. Ce travail montre que 60% de la dissipation a lieu dans 10% du volume, dans des structures cohérentes, dont nous avons mesuré les dimensions fractales, et qui ont des effets importants sur de nombreuses observables (e.g. incréments de vitesse). Nous avons estimé par ailleurs que la dissipation visqueuse est dominée par sa composante incompressible.

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Modélisation du couplage chimie / dynamique

Le modèle TDR développé par notre équipe est un code numérique de pointe qui traite l’évolution chimique des structures dissipatives de la turbulence. En comparant les prédictions du modèle aux récentes observations du milieu diffus, nous avons montré que la dissipation permet d’expliquer la richesse chimique du gaz, et notamment les fortes abondances de CO, HCO+, CH+ et SH+. L’interprétation simultanée de couples de molécules nous a également permis d’estimer certaines propriétés fondamentales de la dissipation, telles que le taux de transfert d’énergie, la durée des bouffées de dissipation et le niveau de fragmentation de la matière interstellaire.

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Observations du milieu diffus galactique

Dans le cadre du programme international PRISMAS du satellite Herschel, notre équipe a mené une étude spectroscopique en absorption du milieu interstellaire diffus. Nos efforts récents se sont ainsi portés sur les raies de structure fine du carbone et de l’azote ionisé. La détection de la raie [NII] confirme le fort facteur de remplissage du gaz diffus ionisé (WIM), et permet d’estimer à 5% environ la contribution du gaz ionisé à l’absorption [CII]. L’étude des données d’absorption des molécules HF et p-H2O valide leur usage comme traceur de H2. Enfin, l’analyse des ions moléculaires OH+, H2O+ et H3O+ confirme que le taux d’ionisation par les rayons cosmiques est bien plus élevé dans le gaz diffus que dans les structures denses.


Publications récentes ou significatives

Gerin, M. ;, Ruaud, M. ; Goicoechea, J. ; et al., 2015, A&A, 573, A30
Indriolo, N. ; Neufeld, D.A. ; Gerin, M. ; et al. 2015, ApJ, 800, 40
Montier, L. ; Plaszczynski, S. ; Levrier, F. ; et al., 2015, A&A, 574, 135
Montier, L. ; Plaszczynski, S. ; Levrier, F. ; et al., 2015, A&A, 574, 136
Planck intermediate results. XIX. Planck Collaboration, A&A, 2015, 576, 104
Planck intermediate results. XX. Planck Collaboration, A&A, 576, 2015,105
Planck intermediate results. XXXV. Planck Collaboration, A&A in press
Neufeld, D. A. ; Black, J. ; Gerin, M. ; et al., 2015 ApJ 807, 54
Neufeld, D.A. ; Godard, B. ; Gerin, M. ; et al., 2015, A&A 577, A49
Godard, B. ; Falgarone, E. ; Pineau des Forêts, G., 2014, A&A, 570, A27
Hennebelle, P. ; Falgarone, E., 2012, ARAA, 20, 55
Lesaffre, P. ; Pineau des Forêts, G. ; Godard, B. ; et al., 2013, A&A, 550, 106
Levrier, F. ; Le Petit, F. ; Hennebelle, P. ; et al., 2012, A&A, 544, 22
Momferratos, G. ; Lesaffre, P. ; Falgarone, E. ; et al, 2014, MNRAS, 443, 86
Persson, C. ; Gerin, M. ; Mookerjea, B. ; et al., 2014, A&A 568, A37
Zaroubi, S. ; Jelić, V. ; de Bruyn, A. G. ; et al., 2015, MNRAS, 454, L46


Membres de l’équipe

Berthet Manuel

Falgarone Edith

Gerin Maryvonne

Godard Benjamin

Gusdorf Antoine

Lesaffre Pierre

Levrier François

Ngoc Le Tram

Pérault Michel

Orkisz Jan

Rabasse Jean-François

Séminaires à venir

Vendredi 21 décembre 2018, 14h00
Salle de l'atelier, Paris
Astrochemistry in star forming regions : new modeling approaches
Emeric BRON
LERMA
résumé :
Star-forming regions present rich infrared and millimeter spectra emitted by the gas exposed to the feedback of young stars. This emission is increasingly used to study the star formation cycle in other galaxies, but results from a complex interplay of physical and chemical processes : chemistry in the gas and on grain surfaces, (de)excitation processes of the atoms and molecules, heating and cooling balance,... Its understanding thus requires detailed astrochemical models that include the couplings between these processes. In this talk, I will present several examples where new modeling approaches of specific processes and their couplings proved crucial to solve persistent observational riddles : from the driving role of UV irradiation in the dynamics of photodissociation regions (PDR) to the efficient reformation of molecular hydrogen in these regions.
 
Mardi 15 janvier 2019, 11h00
Salle de l'atelier, Paris
ATTENTION jour ET heure inhabituels
Thresholds for Globular Cluster Formation and their Dominance of Star Formation in the Early-Universe
Bruce ELMEGREEN
IBM Research Division
résumé :
Young massive clusters (YMCs) are usually accompanied by lower-mass clusters and unbound stars with a total mass equal to several tens times the mass of the YMC. If this was also true when globular clusters (GCs) formed, then their cosmic density implies that most star formation before redshift ~2 made a GC that lasted until today. Star-forming regions had to change after this time for the modern universe to be making very few YMCs. Here we consider the conditions needed for the formation of a ~10^6 Msun cluster. These include a star formation rate inside each independent region that exceeds ~1 Msun/yr to sample the cluster mass function up to such a high mass, and a star formation rate per unit area of Sigma_SFR ~ 1 Msun/kpc^2/yr to get the required high gas surface density from the Kennicutt-Schmidt relation, and therefore the required high pressure from the weight of the gas. High pressures are implied by the virial theorem at cluster densities. The ratio of these two quantities gives the area of a GC-forming region, ~1 kpc^2, and the young stellar mass converted to a cloud mass gives the typical gas surface density of 500-1000 Msun/pc^2. Observations of star-forming clumps in young galaxies are consistent with these numbers, suggesting they formed today's GCs. Observations of the cluster cut-off mass in local galaxies agree with the maximum mass calculated from Sigma_SFR. Metal-poor stellar populations in local dwarf irregular galaxies confirm the dominant role of GC formation in building their young disks.
 
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