4.3 Reactions chimiques
4.3.3 Discussion
Dissociation de N
2La seule dissociation de N2 completement decrite dans ce modele est la photodissociation,
avec l'hypothese deja discutee de la prise en compte seulement de l'etat fondamental des atomes d'azote produits. Bien que ce mecanisme soit majoritaire dans la thermosphere, d'autres phenomenes de dissociation de l'azote moleculaire sont a considerer: dissociation par impact d'electrons magnetospheriques, recombinaison dissociative de N2+, et absorp-
tion des rayons cosmiques (GCR). En ce qui concerne les electrons magnetospheriques, nous avons adopte le m^eme traitement que pour le modele de Toublanc et al. (1995) [104]: introduction d'un ux d'atomes d'azote au niveau du plafond de l'atmosphere. La dissociation de l'azote moleculaire par l'intermediaire de N2+ dans l'ionosphere peut ^etre
traitee de la m^eme maniere. Dans Lara et al. (1996) [50] se trouve une etude detaillee (a partir de modeles developpes pour Neptune par Moses et al. (1989,1992) et Lellouch
et al. (1994) [67, 68, 54]) de la dissociation de N2 par les rayons cosmiques. Le pro l du
coecient de dissociation pour ce processus est quasiment constant (de l'ordre de 10?16
s?1) entre 100 et 800 km.
Sur la Figure 4.3 sont presentes les pro ls verticaux du taux de dissociation de l'azote moleculaire (en cm?3.s?1), pour
- la photodissociation, telle qu'elle est obtenue avec la description a trois dimensions du ux ultraviolet, pour l'equateur a l'equinoxe de printemps (dnN2=dt = J
nN 2),
- la dissociation par les rayons cosmiques: a partir du pro l decrit dans Lara et al.(1996) [50], nous avons fait l'approximation d'un coecient de dissociation constant (10?16 s?1)
entre 100 et 800 km (dnN2=dt = 10 ?16
nN 2).
Pour comparaison, les ux integres de production d'azote atomique par ces deux meca- nismes sont presentes dans le Tableau 4.4, ainsi que le ux global d^u a l'ionosphere et aux electrons magnetospheriques (Toublanc, communication personnelle). Ces ux sont exprimes en cm?2.s?1 (ramenes a la surface de Titan).
A l'aide d'un modele photochimique a une dimension, nous avons teste l'in uence de ces diverses sources sur la composition atmospherique, en particulier sur le pro l en alti-
4.3. R
EACTIONS CHIMIQUES 67
Figure 4.3
{ Pro ls verticaux des taux de dissociation de l'azote moleculaire pour la photodissociation et la dissociation par les rayons cosmiques (GCR) [50].tude de HCN. La photodissociation a le r^ole preponderant, produisant un taux tres eleve d'azote atomique, et de HCN, dans la thermosphere. La di usion vers la basse atmosphere regle alors le pro l de HCN. L'introduction d'une source importante due aux electrons magnetospheriques au niveau du plafond a une in uence signi cative sur la composition: la fraction molaire d'azote atomique augmente, celle de CH3 diminue et HCN augmente
legerement au-dessus de 1000 km. En n pour ce qui est de la dissociation par les rayons cosmiques, son in uence ne se fait que tres peu sentir, malgre le taux de dissociation comparable a celui de la photodissociation. Bien s^ur, le niveau d'atomes d'azote dans la stratosphere devient eleve (yN 10
?13), mais cette production supplementaire de
HCN ne se traduit pas par une augmentation de la fraction molaire de celui-ci. En e et, la production d'azote atomique est essentiellement piquee sur la zone 100-150 km, ou il y a un fort gradient dans le niveau de HCN, d^u a la condensation de celui-ci quelques kilometres plus bas [96, 34]. Les puits de HCN dans cette zone sont la condensation, et la reaction avec C2H3. De fait, on remarque une augmentation signi cative du niveau de ce
radical dans la zone consideree, correspondant a une augmentation du niveau d'hydrogene atomique. Le schema qui induit cette augmentation d'hydrogene est le suivant:
C2H2 + h ! C2H + H CH4 + C2H ! C2H2 + CH3 N + CH3 ! HCN + H2 C2H2 + H ! C2H3 C2H3 + HCN ! H + (C2H3CN) net C2H2 + CH4 + N ! H + H2 + (C2H3CN).
68 CHAPITRE4. LESCH
EMA PHOTOCHIMIQUE
En conclusion, seule la dissociation de N2 dans la thermosphere a une importance fon-
damentale pour la distribution de HCN (et donc des nitriles) dans toute l'atmosphere. Dans notre modele photochimique, nous avons pris en compte le ux d'atomes d'azote au niveau du plafond (electrons magnetospheriques et ionosphere) ainsi que la production par les rayons cosmiques, sur la base du pro l presente dans Lara et al. (1996) [50].
Analogies adoptees pour certains radicaux
Certaines reactions concernant les radicaux C2H, C4H et C3N ont ete estimeespar analogie
a partir de la reaction C2H + C2H2. Yung et al. (1984) [114] a en e et suggere que
l'insertion du radical C2H sur C4H2 etait similaire a celle sur C2H2, et que le radical C4H
devait se comporter de maniere similaire, mais avec une moindre reactivite. Zwier et Allen (1996) [239] ont aussi suggere que le comportement des radicaux C3N etait identique a
celui de C2H, et que l'insertion sur la molecule HC3N devait se faire comme sur les
molecules de C2nH2. En l'absence de donnees plus completes sur ce probleme, nous avons
donc decide de nous placer dans un cadre coherent et d'adopter les hypotheses suivantes: - les radicaux C2H et C3N se comportent de la m^eme maniere, C4H egalement mais avec
une reactivite divisee par 3.
- l'insertion de ces radicaux se fait de facon identique pour C2H2, C4H2 et HC3N.
La seule reaction etudiee en laboratoire etant celle entre C2H et C2H2 (Opansky et Leone,
1996a [201]), nous avons calque les autres sur la loi de vitesse obtenue par ces auteurs. Toutefois, les schemas chimiques decrits precedemment montrent que les reactions qui ont ete evaluees ainsi n'ont pas de r^ole signi catif dans les equilibres principaux. Des donnees experimentales complementaires seraient interessantes pour consolider ou revoir ces hypotheses.
Etats excites metastables: C
4H
2, C
2
H
2et HC
3
N
D'apres certaines references (par exemple Okabe, 1983 ou Glicker et Okabe, 1987 [199, 153]), l'etat excite du diacetylene C4H2 est metastable dans l'azote moleculaire, plus
encore que celui de l'acetylene. Recemment, des etudes experimentales ont ete menees pour mesurer les vitesses des reactions de C4H2 avec d'autres hydrocarbures (Frostet al.,
1995, 1996 [149, 148]). Zwier et Allen (1996) [239] ont propose ces reactions comme voies vers la production d'hydrocarbures lourds dans l'atmosphere de Titan. Nous avons donc introduit dans le modele l'ensemble des reactions etudiees. Les vitesses de desexcitation radiative et collisionnelle (dans l'azote moleculaire) de cet etat metastable sont inconnues. Par contre, des limites superieures ont ete estimees pour l'etat C2H2: 103 s?1 pour la
desexcitation radiative (Lisy et Klemperer, 1980 [182]) et 1,410
?15 cm3.s?1 pour la
desexcitation collisionnelle dans N2 (Wendtet al., 1979; Zwier et Allen, 1996 [230, 239]).
La desexcitation de C4H2 ne joue pas, dans le schema chimique presente, un r^ole deter-
minant, sauf dans le cas ou on augmente sa stabilite de maniere tres (trop?) grande, en abaissant les vitesses de desexcitation d'un facteur de l'ordre de 5000. Dans ce cas, les reactions R268 et R269 deviennent importantes et in uencent le niveau stratospherique de C4H2 (voir Paragraphe 6.4.3).