5.3 Interface utilisateur
Nous présentons ici les entrées et sorties du code PDR de Meudon, en privilégiant les aspects qui ont effectivement été utilisés dans ce travail.
5.3.1 Entrées
- pdr5.in -
C’est le principal fichier d’entrée, qui rassemble l’essentiel des informations requises pour mener un calcul avec le code PDR de Meudon. Un fichier type est présenté Tab. 5.1. On y trouve en particulier le nom du fichier de chimie, les options concernant le champ de rayonnement à la surface du nuage, le choix de la gestion de la température (température constante ou calculée par le bilan thermique) et de l’équation d’état (à densité constante = isochore, pression constante = isobare ou avec un profil de densité imposé), le niveau de raffinement des calculs de transfert de rayonnement ou les paramètres concernant les grains de poussière.
Les entrées alb, gg et rhogr sont désormais obsolètes. En revanche, les variables rrr (en fait rrv dans le code) et cdunit sont utilisées pour les conversions entre densité de colonne, extinction et distance physique. Le rapport des masses de la poussière et du gaz gratio intervient à plusieurs niveaux, comme le calcul du coefficient de normalisation des intégrations sur la distribution de taille par la méthode de quadrature de Gauss, ou le calcul du nombre total de sites d’adsorption pour les espèces du gaz. Les paramètres alpgr, rgrmin et rgrmax caractérisent la distribution de taille des grains suivant la description standard (cf. Sec. 5.2.1). L’entrée F_dustem permet d’activer le couplage avec le code DustEM. Notons que si le couplage avec DustEM est activé, les paramètres alpgr, rgrmin et rgrmax sont tout de même utilisés par le code, et qu’il revient à l’utilisateur de s’assurer de la cohérence entre les deux descriptions de la poussière.
- chimie08.chi -
Les espèces et réactions que l’utilisateur souhaite prendre en compte sont introduites par l’intermédiaire d’un fichier d’entrée dédié ***.chi. Dans ce travail, nous utilisons le fichier chimie08.chi fourni avec le code, qui contient près d’une centaine d’espèces et typiquement 1500 réactions. Beaucoup de taux de réaction sont tirés des bases de
données classiquement utilisées pour ce type de modèles5, tandis que d’autres sont issus
de références spécifiques ou de l’expertise de certains membres de l’équipe PDR Meudon. Ce fichier permet également de gérer les abondances totales des éléments chimiques et leur distribution initiale parmi les espèces chimiques.
- F_RadField.txt -
Le code permet à l’utilisateur de choisir le spectre et l’intensité des champs incidents de part et d’autre du nuage. Le spectre interstellaire moyen (ISRF, pour InterStellar Radiation Field) peut être choisi et amplifié du facteur désiré. Le champ est alors
5. OSU :http://www.physics.ohio-state.edu/~eric/research.html
Table 5.1: Contenu du fichier pdr5.in dans la version 1.4.2 du code PDR Meudon. Les couleurs
indiquent les entrées fréquemment , occasionnellement ou rarement utilisées dans ce travail.
ExampleDiffuse 1 ! modele : Output files radix
chimie08.chi ! chimie : Chemistry file
10 00 ! ifafm : Number of global iterations
1.00e+00 ! Avmax : Integration limit (Av)
5.00e+02 ! densh : Initial density
1 ! F_ISRF : 1 = Mathis, 2 = Draine
1.00e+00 0 ! radm : Radiation field intensity (Left - minus side)
1.00e+00 0 ! radp : Radiation field intensity (Right - plus side)
none.txt ! srcpp : Additional radiation field source (Star //)
0.000e+00 ! d_sour : Star distance (pc) - negative: left, positive: right
5.00e+00 ! fmrc : Cosmic rays ionisation rate (10-17 s-1)
1 ! ieqth : thermal Balance (1 : yes, 0 : no)
7.00e+01 ! tgaz : Initial temperature
0 ! ifisob : State equation (0: Cte nH, 1: interpolation, 2: isobaric)
none.pfl ! fprofil : Temperature-density profile file
1.00e+06 ! presse : Initial Pressure
2.00e+00 ! vturb : turbulent velocity (Doppler broadening only)
0 0 ! itrfer : Transfer (0: FGK, 2: Full line)
0 0 ! jfgkh2 : Use FGK approximation for J >= jfgkh2
2 ! ichh2 : H + H2 collision rate model (2 is standard)
Galaxy ! los_ext : Line of sight extinction curve
3.1 ! rrr : Rv = Av / E(B-V)
5.80e+21 ! cdunit : NH / E(B-V) ( in cm-2) (Galaxy: 5.8e21)
4.20e-01 ! alb : Dust albedo
6.00e-01 ! gg : <cos(theta)> = g (diffusion anisotropy factor)
6.30e-03 ! gratio : Mass ratio of grains / gas (Draine 2003 => 6.3e-3)
2.32e+00 ! rhogr : grains mass density (g/cm3) (70% amC + 30% aSil => 2.32)
3.50e+00 ! alpgr : grains distribution index (MRN)
3.00e-07 ! rgrmin : Grains minimum radius
3.00e-05 ! rgrmax : Grains maximum radius
0 ! F_dustem : 1 - Activate DUSTEM / 0 - Without DUSTEM
0 ! iforh2 : H2 formation on grains model (0 is standard)
5.3 Interface utilisateur 59
considéré isotrope dans le demi-espace vide face au nuage. Il est possible d’ajouter le champ de rayonnement d’une étoile spécifique à l’aide d’un fichier d’entrée dédié à cet usage contenant notamment le rayon de l’étoile et l’intensité spécifique à sa surface en fonction de la longueur d’onde. Ce rayonnement est alors non-isotrope, et perpendiculaire à la surface du nuage. Les résultats concernant la nébuleuse NGC 7023 présentés dans ce travail ont été obtenus à l’aide du fichier d’entrée F_7023new4.txt qui contient le champ de rayonnement d’une étoile double dont les deux composantes présentent une température effective égale à 15000 K, tiré de la base de données de
Castelli et Kurucz(2004) (cf. Sec. 3.3). - profile.pfl -
Il est possible de désactiver le calcul du bilan thermique. Cette option est surtout utile en phase de test du modèle. Pour de bons résultats astrophysiques, il faudra l’activer. Se pose alors la question de la gestion de l’équation d’état. La température étant déterminée par le bilan thermique, il reste un degré de liberté dans l’équation P = n × T. Il est possible de choisir de mener un calcul à densité constante (ifisob=0 dans pdr5.in), à pression constante (ifisob=2) ou d’imposer un profil de densité (ifisob=1). Il suffit alors de fournir un fichier ***.pfl exprimant la densité en fonction de la profondeur
optique en terme de τ (et non d’AV).
5.3.2 Sorties
En sortie, le code fournit la majorité des résultats sous deux formats différents : pour chaque itération ii du code (cf. Sec. 5.1.4) des fichiers binaires ***.binii et des fichiers ***_ii.fits accompagnés par un ***_ii.xml. Les fichiers binaires doivent être lus à l’aide du programme de post-traitement PREP avec des contraintes pratiques
de faible portabilité6. Au contraire, les couples (***_ii.xml ;***_ii.fits) sont lisibles
sur n’importe quelle machine équipée de l’application Java dédiée PDRAnalyser. Toutefois, cette deuxième option, qui est plus lourde à développer, souffre d’un retard sur les avancées du code.
De nombreuses grandeurs physiques et chimiques sont disponibles dans les fichiers de sortie. Citons la densité totale du gaz, sa température ainsi que celle des grains de poussière, l’abondance des espèces chimiques et pour de nombreuses espèces les populations de leurs niveaux excités et leurs émissivités locales. Concernant le bilan thermique, les taux de chauffage et de refroidissement totaux ainsi que le détail des
différentes contributions (effet photoélectrique, rayons cosmiques, émissions de C+ou de
O, . . .) peuvent être extraits. Le détail du champ de rayonnement (spectre en fonction de la profondeur dans le nuage) est fourni à part, dans un fichier binaire ***.rf. Il est écrasé par de nouvelles valeurs à chaque nouvelle itération globale et doit être lu à partir d’un troisième programme (RF.f90). Notons que j’ai ajouté un module à ce dernier programme de sorte à ce qu’il calcule le profil spatial du champ de rayonnement 6. PREP doit avoir été compilé avec les mêmes options et sur la même machine que le code lui-même, et être utilisé sur cette même machine.
Figure 5.1: Illustration de la géométrie du système modélisé par le code PDR de Meudon et les
conventions associées. Tiré de Le Petit et al.(2006).
en unités de Habing. Ces informations ne sont disponibles ni avec PREP ni avec PDRAnalyser.
Des grandeurs intégrées (densités de colonne, intensités spécifiques) à partir des résultats locaux du code PDR peuvent être calculées en post-traitement à l’aide de PREP et PDRAnalyser. Nous discutons cette possibilité plus en détail en Sec. 5.4.