LERMA UMR8112

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



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Interactions matière / rayonnement

publié le , mis à jour le

Les atomes, les molécules et les grains tracent l’évolution chimique de l’Univers, depuis les galaxies lointaines pauvres en métaux jusqu’aux phases les plus denses du milieu interstellaire et aux régions de formation d’étoiles riches en molécules complexes. Sur le plan observationnel, de telles études sont en plein essor, avec la mise en service des observatoires sub-millimétriques Herschel, APEX, SOFIA, ALMA, et bientôt NOEMA. De nombreuses raies moléculaires, longtemps considérées comme des traceurs du gaz froid et dense, ont ainsi été détectées dans des milieux hostiles et peu protégés du rayonnement UV, y compris dans les galaxies actives à haut redshift.

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Ces découvertes soulèvent de nombreuses questions. Quelles sont les contributions des différentes phases du milieu interstellaire (régions HII / Warm Ionized Medium, Warm Neutral Medium, Cold Neutral Medium) dans les raies d’émission d’espèces atomiques et moléculaires et que peut-on déduire sur les structures de ces phases ? Les modèles actuels peuvent-ils expliquer la richesse moléculaire des environnements astrophysiques et les corrélations spectrales et spatiales observées dans les milieux galactiques et extragalactiques ? Quels sont les processus physico-chimiques dominants ? Et enfin, comment déduire des observations le bilan d’énergie des galaxies extérieures, le temps caractéristique du cycle de la matière et son évolution avec la métallicité ?

Afin de résoudre ces problèmes, notre équipe est spécialisée dans la conception et le développement d’outils de modélisation capables de traiter tous les couplages entre la matière, le champ de rayonnement multi-longueur d’onde et les particules de haute énergie. La plupart des développements numériques que nous proposons est ainsi effectuée dans le cadre du code PDR de Meudon, un modèle accessible au public (http://ism.obspm.fr) qui décrit les structures chimique et thermique d’un nuage interstellaire soumis à un champ de rayonnement externe. L’originalité de notre approche est de modéliser aussi précisément que possible les détails des processus de microphysique à l’œuvre dans le milieu interstellaire afin d’estimer leur impact global sur la physico-chimie. Nos travaux, qui s’appuient sur les résultats d’expériences en laboratoire et de calculs théoriques (e.g. spectroscopie, processus collisionnels) sont donc fortement interdisciplinaires, alliant chimie, transfert, dynamique et physique atomique et moléculaire.


Découvrez ci-dessous quelques résultats récents.


Fluctuations de température des grains interstellaires

Les grains interstellaires ne sont pas toujours à l’équilibre thermique mais fluctuent sur une vaste gamme de température. En développant une nouvelle méthode de résolution de l’équilibre statistique du système, nous avons montré que cet aspect de la microphysique des grains, généralement négligé dans les modèles de chimie interstellaire, a un impact capital sur tous les processus de surface, en particulier les réactions chimiques, la conversion ortho-para et les processus de désorption. Nos travaux montrent ainsi que ce processus modifie profondément les intensités des raies de H2 prédites dans les PDRs galactiques comparés aux modèles traditionnels.


Excitation de CO dans les PDRs


L’un des résultats marquants des observatoires Herschel, APEX et ALMA est la détection de nombreuses transitions rotationnelles de la molécule CO (jusqu’à J = 49-48) dans une grande variété de milieux astrophysiques incluant le milieu interstellaire galactique et les galaxies extérieures. Cette excitation de CO permet de déterminer quelles sources d’énergie (photons UV et X, énergie mécanique) affectent le gaz interstellaire si l’on dispose de modèles numériques suffisamment sophistiqués pour rendre compte des processus complexes à l’oeuvre. Nous avons montré que des composantes PDRs peuvent naturellement expliquer l’excitation de CO dans la nébuleuse NGC 7023 et dans la barre d’Orion sans faire appel à des hypothèses ad-hoc dès lors que le traitement de la formation de H2 sur les grains est traité en détail.

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Chimie de surface

Puisque de nombreuses molécules interstellaires sont produites sur les grains, nous avons récemment raffiné notre traitement de la chimie des surfaces. Nous avons ainsi introduit la formation de H2 dans les sites de chimisorption et de physisorption et développé un nouveau formalisme pour décrire la formation de manteaux, l’adsorption / désorption des espèces et les réseaux chimiques complexes sur les surfaces. Ce nouveau modèle permet de rendre compte de la présence de H2 au bord des PDRs ainsi que des molécules complexes comme le méthanol ou le formaldéhyde comme celles observées dans la nébuleuse de la tête de Cheval obtenues avec l’interféromètre du Plateau de Bure.

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Chimie de l’azote dans le milieu interstellaire

Une part importante de notre travail consiste à surveiller les améliorations des bases de données cinétiques, en coordination avec nos collègues physiciens et chimistes, pour mettre à jour nos réseaux chimiques. En concentrant notre attention sur les molécules azotées, nous avons construit un réseau chimique contenant D, 13C et 15N afin d’étudier les processus de fractionnement dans le milieu interstellaire. Ce réseau, testé dans des conditions de nuages denses et de cœurs préstellaires, prédit, entre autres, que les nitriles et isonitriles sont systématiquement déplétés en 13C, ce qui remet en question les interprétations des observations de ces milieux.


Diagnostics du milieu interstellaire multiphasique

L’interprétation des observations extragalactiques est problématique car les lignes de visée peuvent englober les contributions d’une multitude d’environnements, où la chimie est gouvernée par le rayonnement (région HII, PDRs, XDRs), les rayons cosmiques, ou la dissipation d’énergie mécanique (chocs, TDRs). Afin de couvrir une plus grande variété de milieux, nous avons étendu les prédictions du modèle PDR de Meudon aux régions dominées par les rayons X en traitant tous les couplages induits par leurs interactions avec la matière. Ceci nous a permis d’identifier les transitions atomiques et moléculaires les plus sensibles au champ X mais aussi d’interpréter les observations extragalactiques du Grand Nuage de Magellan.

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Publications récentes ou significatives

Bron, E. ; Le Bourlot, J. ; Le Petit, F., 201 4,A&A, 569, 100
Godard, B. ; Cernicharo, J., 2013, A&A, 550, 8
Le Bourlot, J. ; Le Petit, F. ; Pinto, C. ; Roueff, E. ; Roy, F., 2012, A&A, 541, 76
Le Petit, F. ; Nehmé, C. ; Le Bourlot, J. ; Roueff, E., 2006, ApJS, 164, 506
Le Petit, F. ; Ruaud, M ; Bron, E. ; Godard B., et al., 2015, A&A, in press.
Levrier, F. ; Le Petit, F. ; Hennebelle, P. ; Lesaffre, P. ; et al., 2012 A&A, 544, 22
Neufeld, D. A. ; Roueff, E. ; Snell, R. L. ; Lis, D. ; et al., 201 2,ApJ, 748, 37
Roueff, E. ; Loison, J. C. ; Hickson, K. M., 2015, A&A, 576, 99
Sternberg, A. ; Le Petit, F. ; Roueff, E. ; Le Bourlot, J., 2014, ApJ, 790, 10
Zanchet, A. ; Godard, B. ; Bulut, N. ; Roncero, O. ; et al., 2013, ApJ, 766, 80


Membres de l’équipe

Bron Emeric

Godard Benjamin

Languignon David

Le Bourlot Jacques

Le Petit Franck

Rabasse Jean-François

Roueff Evelyne

Stephan Gwendoline

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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