Application : Interpr´etation d’observations

Nous venons de montrer que l’interpr´etation de donn´ees observationnelles et la d´etermination des conditions physiques dans un nuage mol´eculaire d´ependaient

directe-ment des taux de collisions utilis´es. Nous avons recherch´e, `a travers l’exemple d’un nuage mol´eculaire froid, les cons´equences de l’utilisation de nouveaux taux de collisions sur la d´etermination des conditions physiques de ce nuage.

Nous avons interpr´et´e des observations de SO dans le nuage mol´eculaire froid TMC-1. Depuis la d´etection de ce nuage mol´eculaire par Morris et al. (1976), TMC-1 a ´et´e l’objet de nombreuses ´etudes (Avery et al. 1982; Cernicharo et al. 1984; Cernicharo & Gu´elin 1987; Pratap et al. 1997), certaines bas´ees sur des observations de SO (Rydbeck et al. 1980; Hirahara et al. 1995). Nous nous int´eressons ici `a la fa¸con dont les taux de collisions changent les param`etres physiques du nuage.

Les raies observ´ees dans TMC-1 sont les raies 01 − 10, 23 − 12, 34 − 22 et 22 − 11.

Les observations de la raie 01− 10 ont ´et´e faites au t´elescope d’Effelsberg alors que les

observations des autres raies ont ´et´e faites `a l’IRAM. La Figure 7.4 pr´esente les raies observ´ees pour quelques positions s´electionn´ees ainsi qu’une carte de l’intensit´e int´egr´ee des raies 01− 10, 23− 12 et 34− 22.

Figure 7.4: Diff´erentes raies de SO `a des positions s´electionn´ees (haut) et cartes de

l’in-tensit´e int´egr´ee des raies 01− 10, 23− 12 et 34− 22. Les vLSR sont en km s−1

La mod´elisation du nuage et la simulation des raies observ´ees sont d´ecrites en d´etail dans l’article V. Les profils des raies th´eoriques ont ´et´e calcul´es avec le code Monte Carlo de J. Cernicharo. Le code est bas´e sur la m´ethode Monte Carlo de Bernes (1979) et utilise les am´eliorations d´ecrites par Gonzalez-Alfonso & Cernicharo (1993). Le nuage mol´eculaire est suppos´e avoir une sym´etrie sph´erique et il est divis´e en plusieurs couches

aux conditions physiques uniformes.

Les profils des raies observ´ees ne semblent pas refl´eter d’autoabsorption mais sont plutˆot le signe de multiples composantes de vitesse dans le nuage. Ce premier r´esultat n’est pas surprenant car TMC-1 est bien connu pour avoir une structure en vitesse complexe (Harju et al. 2000; Avery et al. 1982). Pour toute les positions observ´ees, on d´etecte une composante de vitesse `a 5.8 − 6.0 km/s plus grande que les autres.

-150 0 150 300 450 600 750 900 -600 -450 -300 -150 0 150 A 1 (-8)^{6 (3)} 2 (4) 1 (-8) 2.5 (4) 1 (-8) 6 (3) 1 (-8) 2.5 (4) 1 (-8) 8 (3) 1 (-8) 3 (4) 2.5 (-8) 8 (3) 1.5 (-8) 8 (3) 1 (-8) 5.6 6.0 5.85 5.75 5.7

TMC-1

Figure 7.5: Mod`ele pour TMC-1

La Figure 7.4 montre que la g´eom´etrie de TMC-1 semble ˆetre cylindrique. Cepen-dant, ´etant donn´e que le code de transfert radiatif que nous avons utilis´e est `a g´eom´etrie sph´erique, nous avons mod´elis´e le nuage en sommant plusieurs sph`eres en esp´erant que le r´esultat ne serait pas trop diff´erent d’un mod`ele cylindrique. La d´etermination des pa-ram`etres physiques est d´etaill´ee dans l’article V. Typiquement, la structure de TMC-1

n(H2) = 3 104) et entour´e d’une enveloppe (TK = 10 K, n(H2) = 6 − 8 104) mettant ainsi en ´evidence une structure en vitesse complexe. L’abondance de SO dans TMC-1 est

quasiment constante le long du filament : X(SO) ∼ 10−8. La Figure 7.5 pr´esente donc

notre mod´elisation de TMC-1.

La Figure 7.6 compare les profils de raie th´eoriques obtenus `a partir de la mod´elisation du nuage aux raies observ´ees.

Figure 7.6: Profil de raie th´eorique (rouge) compar´e aux raies observ´ees (noir) `a des positions s´electionn´ees.

On constate alors que l’on r´eussit `a mod´eliser TMC-1 et `a reproduire de fa¸con satis-faisante les observations. Les param`etres physiques que nous avons d´etermin´es diff`erent de fa¸con significative de ceux qui ont ´et´e d´etermin´es par les autres auteurs ayant travaill´e sur ce nuage. Les ´ecarts sont longuement ´etudi´es dans l’article V.

Cependant, parmi tous les param`etres physiques qui ont ´et´e d´etermin´es, il faut par-ticuli`erement discuter l’abondance de SO. En effet, nous avons trouv´e une abondance inf´erieure `a celle trouv´ee par les pr´ec´edents travaux (Pratap et al. 1997; Hirahara et al. 1995). Deux facteurs peuvent expliquer ces diff´erences :

– Pratap et al. (1997) et Hirahara et al. (1995) ont utilis´e un code LVG pour la d´etermination de l’abondance pouvant ainsi entraˆıner une incertitude sur cette d´etermination due au fait qu’ils n’ont pas assez contraint leur mod`ele.

– (ii) Pratap et al. (1997) et Hirahara et al. (1995) ont utilis´e pour la d´erivation de l’abondance les taux de collisions de Green (1994), alors que l’on a vu au paragraphe

7.2 et dans l’article V que leur utilisation pouvait entraˆıner une erreur d’un facteur 2 `a 10 sur la d´etermination de l’abondance.

Synth`ese

Nous montrons donc `a travers cette application sur TMC-1 et des simulations de l’ex-citation de SO et CS, l’importance de la pr´ecision des taux de collisions calcul´es sur la mod´elisation astrophysique. En effet, une impr´ecision sur les taux de collisions se r´epercute sur les mod`eles astrophysiques et par r´epercussion sur les conditions physiques d’un nuage mol´eculaire qui s’en d´eduisent. Il apparaˆıt donc essentiel de disposer pour les mol´ecules observ´ees de taux de collisions pr´ecis afin de pouvoir mod´eliser les nuages mol´eculaires avec une qualit´e satisfaisante.

Cependant, on a vu que les taux de collisions calcul´es par Green (1994) diff´eraient des taux de collisions calcul´es dans ce travail d’un facteur pouvant aller jusqu’`a 10 alors que les diff´erences, avec les pr´ec´edentes ´etudes, sur la d´etermination de l’abondance de SO dans TMC-1 ne sont pas directement proportionnelles aux ´ecarts sur les taux. Elles sont

souvent tr`es inf´erieures. Ceci est dˆu au fait que lors de la mod´elisation du MIS et de nuages

mol´eculaires, beaucoup de param`etres entrent en jeu (g´eom´etrie du nuage, temp´erature, densit´e ...) si bien que les impr´ecisions peuvent ˆetre relativement nombreuses. Les taux de collisions n’en sont pas forc´ement la premi`ere raison. Mˆeme s’il est indispensable d’avoir

des taux de collisions d’une qualit´e suffisante (notamment des taux de collisions avec H2)

puisque les codes de transfert radiatif sont sensibles aux variations des taux de collisions (voir par exemple les premiers paragraphes de ce chapitre), et que la qualit´e des observa-tions va s’accroˆıtre au cours des prochaines ann´ees, une pr´ecision de l’ordre de 20 `a 25% sur les taux de collisions semble actuellement n´eanmoins suffisante pour l’interpr´etation de donn´ees astrophysiques. L’utilisation de m´ethodes approch´ees pour la d´etermination de taux de collisions parait alors envisageable.

Conclusions et perspectives

8.1 Conclusions

Au cours de ce travail de th`ese, les processus de collisions des mol´ecules SO et CS avec He ont ´et´e ´etudi´es avec une approche quantique incluant le calcul des potentiels d’interaction des complexes collisionnels CS-He et SO-He, ainsi que la dynamique de collision dans ces potentiels.

Concernant la mol´ecule SO, nous avons calcul´e des taux de collisions pour l’excita-tion ro-vibral’excita-tionnelle pour des temp´eratures allant de 5 `a 1000 K. Nous avons pris en compte pour ces calculs l’excitation ou la d´esexcitation entre les 118 premiers niveaux de structure fine des deux premiers niveaux vibrationnels. Plusieurs surfaces de potentiel `a diff´erents niveaux de pr´ecision ont ´et´e calcul´ees et il a ainsi pu ˆetre mis en ´evidence qu’une m´ethode de type “Clusters Coupl´es” permettait d’obtenir une bonne pr´ecision n´ecessaire aux calculs de dynamique. Concernant la dynamique, compte-tenu du nombre tr`es important de niveaux `a prendre en compte dans les calculs, nous avons ´et´e oblig´es de tester et d’utiliser des m´ethodes approch´ees (m´ethodes IOS, de recouplage) pour pouvoir obtenir des r´esultats `a hautes temp´eratures. On a donc pu d´eterminer une zone de validit´e en temp´erature pour ces diff´erentes m´ethodes de calcul de collision et ainsi obtenir des r´esultats avec une bonne pr´ecision pour la gamme de temp´erature souhait´ee. Enfin, nous

avons mis en ´evidence les r`egles de pr´epond´erance typiques des mol´ecules 3Σ.

Pour la mol´ecule CS, nous avons calcul´e des taux de collisions pour l’excitation ro-vibrationnelle pour des temp´eratures allant de 10 `a 1500 K. Nous avons pris en compte pour ces calculs l’excitation ou la d´esexcitation entre les 38 premiers niveaux de rotation des trois premiers niveaux vibrationnels. Nous avons pour cette mol´ecule utilis´e pour les calculs de la surface de potentiel la mˆeme m´ethode que pour SO (i.e. m´ethode de type “Clusters Coupl´es”) mais, pour les calculs de dynamique, ´etant donn´e que le nombre de niveaux `a prendre en compte ´etait plus faible, nous avons pu r´ealiser des calculs exacts pour l’excitation rotationnelle pure jusqu’`a 300 K. En revanche, l’excitation ro-vibrationnelle, a ´et´e trait´ee, comme pour la mol´ecule SO, avec la m´ethode de dynamique VCC-IOS.

Nous avons constat´e, pour ces deux mol´ecules, que l’excitation ro-vibrationnelle ´etait tr`es faible devant l’excitation rotationnelle pure. Ce r´esultat confirme une tendance d´ej`a

observ´ee pour les mol´ecules CO, HF ou H2. On a aussi constat´e que la pr´esence de

ca-naux vibrationnels n’influen¸cait pas les taux d’excitation rotationnels purs, mˆeme `a haute ´energie. Ce r´esultat, `a priori non pr´evisible, mais d´ej`a observ´e pour la mol´ecule CO, s’ex-plique par le fait que les taux de collisions ro-vibrationnels sont tr`es faibles quelle que soit la temp´erature. Ce r´esultat permet donc de calculer des taux de collisions purement ro-tationnels jusqu’`a des temp´eratures tr`es ´elev´ees en n´egligeant la vibration de la mol´ecule, mais aussi en se limitant au calcul d’une surface 2D et en gardant ainsi des temps de

calcul raisonnables.

Nous avons ensuite compar´e nos nouveaux taux de collisions `a ceux pr´ec´edemment publi´es. Compte-tenu du fait que les taux de collisions ´etaient pr´ec´edemment calcul´es

pour les mol´ecules SO et CS en pr´esence du partenaire de collision H2, les diff´erences de

masse des perturbateurs pouvaient jouer un rˆole important dans la dynamique et dans l’explication des diff´erences. Nous avons ainsi analys´e l’effet de la masse r´eduite dans les calculs de dynamique et nous avons vu qu’elle avait un rˆole important sur la d´etermination des sections efficaces, particuli`erement si ces derni`eres ´etaient petites. Nous avons donc pu expliquer les diff´erences parfois importantes entre les anciennes donn´ees (que ce soit SO ou CS) et nos nouvelles donn´ees d’une part par les diff´erents perturbateurs et d’autre part par les diff´erentes m´ethodes et surfaces de potentiel utilis´ees pour les calculs de dynamique. Il

nous est aussi apparu que pour obtenir des taux de collisions pr´ecis avec H2, il fallait faire

un calcul exact avec H₂. Mais dans l’´etat actuel, nos taux de collisions avec He transform´e

en taux de collisions avec H2 repr´esentent une estimation raisonnable des taux avec H2 et

sans doute plus raisonnable que ceux pr´ec´edemment calcul´es notamment pour la mol´ecule SO car la structure fine non prise en compte pr´ec´edemment joue un rˆole essentiel pour les premiers niveaux.

Nous avons aussi, pour la mol´ecule CS, d´etermin´e des taux de d´epolarisation et de transfert de polarisation dans le cadre de l’approximation IOS. Ces r´esultats tr`es pr´eliminaires ont montr´e que les taux de d´epolarisation ´etaient sup´erieurs aux taux de transfert de polarisation qui sont eux mˆeme du mˆeme ordre de grandeur que les taux de collisions in´elastiques. on a aussi montr´e que les taux de d´epolarisation pour une temp´erature donn´ee ´etaient relativement ind´ependants du niveau de rotation consid´er´e. Ces r´esultats demandent cependant une ´etude plus compl`ete en utilisant des m´ethodes de calcul exact (Close-coupling) pour ˆetre confirm´es.

Enfin, nous avons ´evalu´e l’impact des nouveaux taux de collisions sur les mod´elisations astrophysiques mais aussi test´e la sensibilit´e des mod`eles astrophysiques aux taux de col-lisions. Nous avons vu que les codes de transfert radiatif ´etaient sensibles `a de l´eg`eres variations sur les taux de collisions. L’utilisation de nos taux de collisions par rap-port aux anciennes donn´ees dans ces mod`eles peut changer de fa¸con significative l’in-terpr´etation des observations. Ainsi, les conditions physiques des nuages mol´eculaires (densit´e, temp´erature, abondance des mol´ecules) peuvent diff´erer d’un facteur allant jus-qu’`a 10 (notamment pour SO) suivant la s´erie de taux de collision utilis´ee pour l’analyse. Ces r´esultats ne sont pas surprenants au vu des diff´erences qui existent entre nos nouvelles donn´ees et les anciennes donn´ees pour les mol´ecules SO et CS. Cependant, on a pu voir `a travers la mod´elisation de TMC-1 que aussi bien la pr´ecision des observations que le nombre de param`etres `a ajuster, ne permettaient pas de contraindre les mol´ecules avec une grande pr´ecision, et donc les mod´elisations astrophysique n’´etaient pas encore sensibles `a des variations de 20 `a 30% des taux de collisions. Ce r´esultat permet donc en l’´etat actuel des choses l’utilisation de m´ethodes approch´ees pour la d´etermination de donn´ees pour l’astrophysique. on peut n´eanmoins pr´evoir tr`es prochainement de tr`es grands progr`es observationnels, tant du point de vue de la r´esolution spectrale que du point de vue de la r´esolution angulaire avec Herschel et ALMA. Il est donc important de continuer ce type d’´etudes en recherchant toujours le meilleur compromis entre la pr´ecision des r´esultats et la faisabilit´e en un temps acceptable.