LERMA UMR8112

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



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Réactivité sur les surfaces froides

par Jean-Hugues Fillion, Mathieu Bertin - publié le , mis à jour le

Membres

Francois Dulieu (Prof – Responsable scientifique), Saoud Baouche (Ingénieur), Henda Chaabouni (MCF), Vincent Cobut (MCF), Emanule Congiu (MCF), Stéphane Diana (Ingénieur) , Francois Lachèvre (Technicien), Henri Lemaître (Doctorant), Audrey Moudens (MCF), Thanh Nguyen (Doctorante).

Contexte : Comment se forment les molécules sur les surfaces froides ?

Les molécules de notre quotidien telles que l’eau ou le gaz carbonique, ont existé bien avant la naissance de la Terre. Les observations radio-astronomiques sont capable de retracer cette préhistoire chimique, surtout si les molécules sont dans la phase gazeuse. Mais c’est en phase solide que les molécules complexes sont vraisemblablement synthétisées, et sont alors très difficilement observables. C’est pourquoi, l’astrophysique de laboratoire doit explorer la synthèse des molécules sur les surfaces froides, et ainsi apporter les réponses nécessaires concernant cet aspect fondamental caché aux nouvelles observations. A cette fin nous construisons des dispositifs expérimentaux spécifiques dédiées à cette thématique.

L’équipe Réactivité sur des surfaces froides est une équipe de physique expérimentale hébergée par l’Université de Cergy Pontoise, qui s’intéresse à l’évolution des atomes et des molécules sur des surfaces d’intérêt astrophysique. Elle étudie en particuliers la réactivité des atomes et molécules mais aussi tous les processus qui lui sont associés, tels que le collage, la diffusion et la désorption.
L’équipe utilise des jet atomiques et moléculaires qu’elle fait interagir avec des surfaces (graphite, silicates, glace…) qui peuvent être refroidies à très basse température (> 6 K) afin de se placer dans les conditions extrêmes du milieu interstellaire.

Dispositifs expérimentaux

L’équipe dispose de deux dispositifs instrumentaux complémentaires pour mener ses études.

  • FORMOLISM – Développée depuis 2001.


UHV
2 jets atomiques et moléculaires (H, N, O, CO, NO, H2CO...), en projet source de nanograins (Coronène).
Surfaces : un échantillon amovible (graphite, or ou silicate) et un dispositif direct de croissance contrôlée de glace (amorphe, poreuse, cristalline…).
Gamme de température de surface 6-300K, en projet 10-800K.
Détection par spectrométrie de Masse (4 modes) : Composition des jets, détection directe pendant exposition, désorption programmée en température, énergie interne des atomes ou molécules.
Spectroscopie Infrarouge d’Absorption en incidence rasante.
Détection laser (REMPI 2+1) couplée à un temps de vol.

  • VENUS – Développée depuis 2011

Jusqu’à 5 jet atomiques (2 actuellement)
Surfaces : Porte échantillon rotatif avec 3 surfaces.
Gamme de température (10-300K)
Détection par spectrométrie de Masse (4 modes) : Composition des jets, détection directe pendant exposition, désorption programmée en température, énergie interne des atomes ou molécules.
Spectroscopie Infrarouge d’Absorption par Réflexion en incidence rasante.

Etudes récentes

  • Synthèses des molécules : H2O (Chaabouni et al 2012), NH2OH (Congiu et al 2012), Oxydes d’azotes (Minissale et al 2013, 2014), CO2 (Noble et al 2011, Minissale et al 2012,2014)…
  • Diffusion et désorption de l’oxygène à basse température : La diffusion des atomes O est plus rapide qu’attendue à basse température (< 10 K) (Minissale et al 2013, 2014, Congiu et al 2014), mais son énergie de désorption est plus élevée qu’on l’estimait précédemment (Minissale et al submitted).

  • Désorption chimique : Démonstration expérimentale (Dulieu et al 2013, Minissale & Dulieu 2014). Une étape importante pour faire le lien entre la chimie sur les grains et les observations en phase gazeuse
  • Désorption thermique : Importance de la surface et du faible taux de couverture dans l’étude la désorption thermique (Noble et al 2012a,b).
  • Morphologie de la glace : lors de la synthèse et sous l’action des réactions de formation de H2 la glace devient amorphe et compacte : (Accolla et al 2012, 2013)

Séminaires à venir

Vendredi 15 novembre 2019, 14h00
Salle de l'atelier, Paris
Excitation mechanisms in the intracluster filaments around the Brightest Cluster Galaxies
Fiorella POLLES
LERMA
résumé :
In the center of galaxy clusters lie giant elliptical galaxies, the Brightest Cluster galaxies (BCGs). These galaxies are often surrounded by a system of filaments (e.g. Salomé & Combes 2003) that emit in a wide range of wavelengths, illustrating the multi-phase nature of these streams. Many of these filaments do not have strong on-going star formation and the photoionization by stellar emission cannot reproduce their emission (Johnstone et al. 2007): what is preventing these structures to create stars and what heating mech- anisms are involved, are still open questions. I have investigated cosmic rays and X-rays as likely heating sources, combining multi-wavelength line emission (?23 lines: from optical to far-infrared) with Cloudy models (Polles et al in prep.). I have fully constrained the model of the ionized phase combining for the first time optical-to-infrared emission and self-consistent multi-phase models, pushing the analysis to the molecular phase on three off-nuclear regions of NGC 1275, the central giant elliptical galaxy of the Perseus Cluster. We showed that using X-ray emission as the main heating sources, all of the ionized line emission can be reproduced. We found that to reproduce [OI]63?m line, a small filling factor of the photodissociation phase is necessary. We also showed that adding an additional dense phase or an extra pressure component is required to robustly re- produce the H2 line emission.
 
Vendredi 29 novembre 2019, 14h00
Salle de l'atelier, Paris
The size of galaxies in the era of ultra-deep imaging
Nushkia CHAMBA
Instituto de Astrofisica de Canarias
résumé :
While the effective radius is a robust parameter, its use to
characterise galaxy sizes has provided a counter-intuitive definition of
what the actual extent of a galaxy is. Current deep imaging therefore
offers a unique opportunity to critically review the convention that the
size of a galaxy is its effective radius and rethink how one best
measures the extent of galaxies using a physically motivated parameter.
We introduce a new definition of galaxy size based on the gas density
threshold for star formation in galaxies. Remarkably, our new size
definition not only captures what the human visual system identifies as
the edge of a galaxy, but also dramatically decreases the scatter in the
stellar mass - size plane by a factor of three. Our size parameter
unifies galaxies spanning five orders of magnitude in stellar mass on a
single mass-size relationship. To demonstrate the implications of our
results, we show that ultra-diffuse galaxies have the same sizes as
regular dwarfs when a size indicator that describes the global structure
of galaxies is used. This work may be extended for larger samples of
galaxies using upcoming wide, deep imaging surveys.
 
Vendredi 6 décembre 2019, 14h00
Salle de l'atelier, Paris
Is accretion-driven turbulence a key process for galaxy growth ?
Pierre GUILLARD
IAP
 
Vendredi 13 décembre 2019, 14h00
Salle de l'atelier, Paris
Falsifying the concordance of cosmology with the large-scale structures
Benjamin L'HUILLIER
Yonsei University, Seoul
 
Vendredi 24 janvier 2020, 14h00
Salle de l'atelier, Paris
The accretion-ejection connection in planet-forming disks. New perspectives from high angular resolution observations
Benoît TABONE
Leiden
 
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