Perspe tives

Le su èsde l'utilisation du programme IDENdans l'analyse d'un spe tre aussi omplexe que elui de la molé ule D

2

et la grande quantité de résultats obtenus dans la région spe trale 780 à 1240 Å,dansuntemps raisonnable,nouspermetd'envisager l'extension del'analyse spe tralevers lesgrandeslongueursd'onde,dansl'obje tifde onstruirelesbandesdeLyman

B¹Σ⁺_u → X¹Σ⁺_g

,les bandes de Werner

C1Π_u → X1Σ+

g

, etles systèmes éle troniques

B^′′B¹Σ+

u → X1Σ+

g

et

D′′1Π_u →

X¹Σ⁺_g

.An de ompléter le systèmede bandes

D^′1Π⁺_u → X¹Σ⁺_g

, omposées par les bran hesR et P,nousenvisageonsderésoudreunsystèmed'équations oupléesplusétendu,entrelesétats

B^′′B¹

,

D^′′1Π_u

et

D^′1Π_u

en utilisant les plus ré entes données ab initio des ouplages non adiabatiques entres es états.

L'analyseduspe tre de HDpourra êtreabordéede lamême manière. La alibrationduspe tre de HDse feraà l'aide de laliste des raiesde référen e des molé ules D

2

et H

2

mesurées à très haute pré isionparlaspe tros opielaserXUV.Bienque ettelistederaiessoitlimitéeparledomainede l'a ordabilité enlongueur d'ondedu laservisible,ilest possible dela ompléter par desréféren es deRitz al uléesàpartirdesénergiesdéterminéespar esmesureslaser.L'analysespe tralereposera sur nos al uls des niveaux d'énergie et des probabilités de transition pour les états éle troniques ex ités

B¹Σ⁺_u

,

B^′1Σ⁺_u

,

EF¹Σ_g⁺

,

C¹Πu

et

D¹Πu

entenant ompte desintera tions nonadiabatiques etdelabrisuredesymétrie.Le al ulpourraêtreee tuésoiten utilisant desdonnéesabinitiosur l'opérateur de ouplage H

gu

,soit àl'aide d'unemodélisationà partir desniveauxexpérimentaux. Vuel'importan e desintensités desraiesobtenuesàpartir desnouveauxspe tresenregistréssurles é rans phosphorephotostimulables, nousallonsenregistrer sur e supportlespe trede lamolé ule D

2

surtoutelagammespe trale[780- 1700Å℄pour mesurerlesintensités desraies. Dansle asde HD,nouspourronsainsimettreen éviden ed'unemanière plusquantitative l'eet delabrisurede symétrie

g − u

surlesintensités.

Nous envisageons d'étudier, par la suite, la photodisso iation et la photoionisation de la molé ule andemieux omprendreles onséquen esdelabrisuredesymétriesurladynamiquedelamolé ule.

Bibliographie

[1℄ http://www.zyka.umk.pl/ftp/publi ations/iz/luwo/

[2℄ S. Brezinsek, P. T. Greenland, Ph. Mertens, A. Pospiesz zyk, U. Samm, B. S hweer and G. Sergienko.Physi a. S ripta. T103,63 (2003).

[3℄ F. Combes, G. PineaudesForets (Eds.), Mole ularHydrogeninSpa e, CambridgeUniversity Press (2000).

[4℄ G.C. Carruthers. Astrophys.J.161,L81 (1970).

[5℄ D.C. Morton, H.L. Dinerstein, Astrophys. J.204,1(1976).

[6℄ S.R.Federman, J.A.Cardelli, E.F.vanDishoe k,D.L.Lambert,andJ.H.Bla k.Astrophys.J. 445, 325(1995).

[7℄ J.Ajello,D.Shemansky,W.Pryor,K.Tobiska,C.Hord,S.Stephens,I.Stewart, J.Clarke,K. Simmons,W.M Clinto k,C. Barth,J.Gebben,D.Miller, andB.Sandel.J.Geophys.Res.E9, 103,20125(1998).

[8℄ H.W.Moos,W.C.Cash,L.L.Cowie,A.F.Davidsen,A.K. Dupree,P.D. Feldman,S.D. Friedman, J.C. Green,R.F.Green, C.Gry,J.B.Hut hings,E.B.Jenkins,J.L. Linsky,R.F.Malina,A.G. Mi halitsianos,B.D.Savage,J.M.Shull,O.H.W.Siegmund,T.P.Snow,G.Sonneborn,A. Vidal-Madjar,A.J.Willis,B.E.Woodgate,D.G.York,T.B.Ake,B.-G.Andersson,J.P.Andrews,R.H. Barkhouser, L. Bian hi, W.P. Blair, K.R. Brownsberger, A.N. Cha, P. Chayer, S.J. Conard, A.W. Fullerton, G.A.Gaines,R.Grange, M.A.Gummin,G. Hebrard,G.A.Kriss, J.W.Kruk, D.Mark,D.K.M Carthy,C.L.Morbey,R.Murowinski,E.M.Murphy,W.R.Oegerle,R.G.Ohl, C. Oliveira, S.N. Osterman,D.J. Sahnow, M. Saisse, K.R.Semba h, H.A.Weaver,B.Y.Welsh, E.Wilkinson, and W. Zheng.Astrophys.J.538,L1 (2000).

[9℄ J.-Y. Ron inand F.Launay,J. Phys.Chem. Ref.DataMonograph4 (1994)

[10℄ G. Herzberg. Mole ular Spe tra and Mole ular Stru ture. I. Spe tra of Diatomi Mole ules. Van NostrandReinhold Company.1950

[11℄ P.R.Bunker.J.Mole. Spe tros .28, 422 (1968)

[12℄ W. Kolos andL. Wolniewi z. Rev. mod.Phys. 35,473 (1963)

[13℄ M. Born andJ. R.Oppenheimer, Ann.Phys., 389,457 (1927)

[14℄ T. Sharp,"Potential Energy Diagram for Mole ular Hydrogen andIts Ions Atomi Data, Vol. 2 (A ademi Pess, New York,1971).

[15℄ P.Senn,P.Quadrelliand K.Dressler. J .Chem. Phys., 89,7401 (1988)

[16℄ L.Wolniewi zand K. Dressler,J. Chem.Phys.88,3861 (1988)

[17℄ G. Parlant and D.R.Yarkony,Int.Quant. Chem.Symposium28, 737 (1992)

[19℄ E. F. van Dishoe k, M. C. van Hemert. A. C. Allison and A. Dalgarno, J. Chem. Phys. 81, 5709 (1984)

[20℄ A.DeLange, E. Reinhold and X.Uba hs,Int.Rev. Phys.Chem. 21,257 (2002)

[21℄ I. Dabrowski and G.Herzberg. Can.J. Phys., 54, 525(1976).

[22℄ A.Lewis Ford andJ. C.Browne, Phys. RevA.16, 1992 (1977)

[23℄ G. Herzberg. Nature (Lond.) 166,563(1950)

[24℄ R.A.Durie and G.Herzberg, Can.J. Phys.38, 806 (1960)

[25℄ H.Abgralland E.Roue. Aand A,445,361 (2005)

[26℄ I. Dabrowski. Can.J. Phys.62, 1639 (1984)

[27℄ A.Lewis Ford.J. Mol.Spe .53, 364 (1974)

[28℄ H.Abgrall, E. Roue, X.Liu, R.E. Shemansky, andG. K. James, J.Phys. B:At. Mol.Opt. Phys. 32,3813 (1999).

[29℄ B. R.Johnson, J.Chem.Phys.69, 4678 (1978).

[30℄ C. ClayMarstonand G. Balint-Kurti, J.Chem.Phys.91, 3571 (1989).

[31℄ R.R.Davidson, J.Chem. Phys.35, 1189 (1961).

[32℄ S.C. Rossand C.Jungen, Phys.Rev. Lett. 59,1297 (1987).

[33℄ W. Kolosand L.Wolniewi z. J.Chem. Phys.50, 3228 (1968).

[34℄ J.D. Alemar-Riveraand A.LewisFord.J. Mol.Spe ., 67,336 (1977).

[35℄ T. L.Stephens andA.Dalgarno. Mol. Phys.28, 1049 (1974).

[36℄ A K.Belyaev, A.Dalgarnoand R.M Carroll.J. Chem.Phys.116,5395 (2002).

[37℄ L.Wolniewi z, J.Chem.Phys.99, 1851 (1993).

[38℄ G. Staszewska andL.Wolniewi z, J.Mol. Spe tros . 212,208 (2002).

[39℄ L.Wolniewi z and G.Staszewska.J.Mol. Spe tros . 220,45 (2003).

[40℄ G. Staszewska andL.Wolniewi z, J.Mol. Spe tros . 217,181 (2003).

[41℄ L.Wolniewi z, J.Chem.Phys.103,1792 (1995).

[42℄ CareyS hwartz andRobertJ. LeRoy.J.Mol. Spe . 121,420 (1987).

[43℄ L.Wolniewi z and K.Dressler, J.Chem. Phys.82,3292 (1984).

[44℄ L.Wolniewi z, J.Chem.Phys.109,2254 (1998).

[45℄ Th.G.P.Pielge,A.deLange.F.BrandiandW.Uba hs., Chem.Phys.Lett.,366,583(2002).

[46℄ E. Reinhold,W. Hogervost, W. Uba hs avd L.Wolineiwi z. Phys.RevA., 60, 1258 (1999).

[48℄ H.Abgrall, E. Roue andI. Drira. Astronomyand Astro supplser., 141,297 (2000).

[49℄ M.Glass-Maujean,S.Klumpp,L.Werner,A.EhresmannandH.S hmoranzer.J.Chem.Phys., 126,144303(2007)

[50℄ M.Glass-Maujean,S.Klumpp,L.Werner,A.EhresmannandH.S hmoranzer.Mol.Phys.105, 1535 (2007)

[51℄ A.Spieledel (private omuni ation) (2005).

[52℄ MOLPROisapa kage ofabinitiopaogramwritten by:Werner,H.-J. andKnowles, P.J.with xontributions fromAlmlöf, J., Amos,R.D.Deegan, M.J., etal.

[53℄ P.Ca iani and V.Kokoouline.Phys.Rev. Lett.84, 5296, 2000

[54℄ N.Bouloufa, P. Ca iani,V.Kokoouline, F.Masnou-Seeuws, R.Vetter, and LiLi.Phys.Rev. A., 63, 042507(2001)

[55℄ A. Thorne, U. Litzéne and S. Johansson. Spe trophysi s. Prin iples and Appli ations, 1999, Sptinger edition.

[56℄ Sour e àde harge àtrès basse pressionpour l'ultraviolet lointain.

[57℄ I. Dabrowskiand G. Herzberg, Can. J .Phys.52, 1110 (1974)

[58℄ R.D. Deslattes, T.J. Peterson, and D.H.Tomboulian. J.Opt. So . Am53,302 (1963)

[59℄ F. Launay,Le ourrier duCNRS,12,10 1974

[60℄ A.Kaufman and B.J. Edelén, J.Phys.Ref.,Data, 3, 8251974

[61℄ Y.Iwabu hi, N.Mori, K.Takahashi,T. Matsudaand S.Shionoya,Jpn.J. Appl.Phys.33,178 (1994)

[62℄ J.Miyahara, TheImagePlates:A newradiationimage sensor,ReprintedfromCHEMESTRY TODAY, o tober1989, pp.29-36.

[63℄ J. Reader,C. J. Sansonetti, R.D.Deslattes, Applied Opti s.39, 4(1999)

[64℄ A.Ben-Kish, A.Fisher, E.Cheifetz and J.L.S hwob,Rev. S i. Instrum.71, 2651 (2000)

[65℄ G. Nave, Z. Li, C. J. Sansonetti, U. Griesmann and A. D. Fried, Phisi a S ripta.T119, 35 (2005)

[66℄ J. Philip, J. S.Sprengers, Th. Pielage, C. A. DeLange, W. Uba hs and E. Reinhold. Can. J. Chem. 82,713 (2004)

[67℄ C. R.S heper, C. A.de Lange, A.DeLange, E. Reinhold and W. Uba hs.Chem. Phys. Lett. 312,131 (1999)

[68℄ A.DeLange, E. Reinhold and W.Uba hs. Phys. Rev.A., 65, 064501(2002)

[69℄ U.Hollenstein,E. Reinhold, C.A.deLange andW. Uba hs.J.Phys.B:At.Mol.Opt. Phys. 39, L195 (2006)

[71℄ E. Reinhold, R.Buning,U.Hollenstein, A.Ivan hik,P. Petitjean andW. Uba hs. Phys. Rev. Lett. 95, 151101(2006)

[72℄ P.C. Hinnen. XUV-laserSpe tros opy ofH

2

andtheMysteroftheDiuseInterstellarBands. Thèse de Do toratd'état. Vrije Universteit.

[73℄ A.Yariv, Opti alele troni , CBS College Publishing;Japon,1985.

[74℄ W. Uba hs.Chem. Phys.Lett. 268,201 (1997)

[75℄ I. Vel hev, R. van Dierendonk, W. Hogervorst and W. Uba hs. J. Mol. Spe tros . 187, 21 (1998)

[76℄ S. C. Xu, R. van Dierendonk, W. Hogervorst and W. Uba hs. J. Mol. Spe tros . 201, 256 (2000)

[77℄ B.Bodermann,H.Knö kelandE.Tiemann.Basi sandusage oftheprogramIodineSpe trum. Institutfür Quantenoptik Universität Hannover,1999.

[78℄ D.E. Jennings, A.Weber, andJ. W.Brault. APPLIED OPTICS. 25,2 (1986)

[79℄ H.Abgrall, E.Roue,F.Launay,J.-Y.Ron inandJ.-L.Subtil.Astron,Astrophys.Suppl.Ser. 101,273 (1993)

[80℄ H.Abgrall, E.Roue,F.Launay,J.-Y.Ron inandJ.-L.Subtil.Astron,Astrophys.Suppl.Ser. 101,323 (1993)

[81℄ H.Abgrall, E. Roue, F.Launayand J.-Y. Ron in.Can. J. Phys.72, 856 (1994)

[82℄ V.I. Azarov, Physi aS ripta 44, 528 (1991)

[83℄ V.I. Azarov, Physi aS ripta 48, 656 (1993)

[84℄ H.Bredohl andG. Herzberg, Can. J .Phys.51, 867 (1973)

[85℄ R.S.Freund,J.A.S hiavone, H.M. Crooswhite, J.Phys.Ref. Data. 14,235 (1985).

[86℄ S.Takezawa,Y.Tanaka,J.Mol. Spe tros , 54, 379 (1975).

[87℄ M. Larzillière, F.Launay,and J.-Y. Ron in,J. Phys.(Paris)41, 1431 (1980)

[88℄ S.Takezawa.J. Chem.Phys. 52,2575 (1970).

[89℄ T. Namioka,J.Chem. Phys.43, 1636 (1965).

[90℄ G. H. Dieke and R. W. Blue, Phys. Rev. 47, 261 (1935); G. H. Dieke, Phys. Rev. 47, 261 (1935);G. H.Dieke, Phys.Rev. 48, 606 (1935); G. H. Dieke, Phys. Rev. 48, 610 (1935); G. H.Dieke,Phys.Rev.50,797(1936);G.H.DiekeandM.N.Lewis, Phys.Rev.52,100 (1937); S.P.S.PortoandG.H.Dieke,J.Opt. So .Am.45,447 (1955);P.GloersenandG.H.Dieke, J. Mol. Spe tro . 16, 191 (1965); G. H. Dieke and S.P. Cunningham, J. Mol. Spe tro . 18, 288 (1965).

[91℄ G. H.Dieke,J. Mol.Spe tros . 2,494 (1958).

[92℄ G. Herzbergand A.Monls,J.Mol. Spe tros .5, 482(1960).

[94℄ V. V. Meshkov, A. V. Stolyarov, A. V. Ivan hik and D. A. Varshalovish. JETP Letters, 83, 303 (2006).

[95℄ A.V. StolyarovandM. S.Child. Phys.Rev. A.63052510(2001).

[96℄ S.Werner, Pro .R.So . London Ser.A 113,107 (1926).

[97℄ T. Lyman,Astrophys.J. 23,181 (1906).

[98℄ C. RulonJeppsen.Phys.Rev. 44,165 (1933).

[99℄ P.C. Hinnen, W.Hogervorst, S.Stotle andW. Uba hs.Can. J. Phys.72, 1032 (1994)

[100℄ C. C. Tannoudji, B. Diuet F. Laloë. Mé aniqueQuantique Tome II. édition Hermann 1973. P 1081.

[101℄ P.A.M.Dira , Nature (London)139,323 (1937).

[102℄ C.J. Copi,A.N. Davis, L.M.Kraus, Phys. Rev.Lett. 92, 171301(2004).

[103℄ J.D. Barrow, Phys.Rev. D 59,043515, (1999).

[104℄ S.G. Karshenboim, Gen. Relat.Gravit.38, 159(2006).

[105℄ M.J. Du, L.B.Okun, G.Veneziano, JHEP 03,23 (2002).

[106℄ J.N. Chengalur, N.Kanekar, Phys. Rev.Lett. 91, 241302(2003).

[107℄ N. Kanekar, J.N.Chengalur, T. Ghosh,Phys. Rev.Lett. 93, 051302(2004).

[108℄ J. Darling, Phys.Rev. Lett. 91, 011301(2003).

[109℄ E.R. Hudson, H.J.Lewandowski, B.C.Sawyer,J. Ye,Phys.Rev. Lett. 96, 143004(2006).

[110℄ P.Tzanavaris, J.K.Webb, M.T.Murphy,V.V. Flambaum, S.J. Curran, Phys.Rev. Lett. 95, 041301(2005).

[111℄ X. Calmet,H.Frits h,Eur.J.Phys.C24, 639 (2002).

[112℄ P.Langa ker, G. Segre, M. Strassler,Phys.Lett. B528,121 (2002).

[113℄ T. Dent, M.Fairbairn, Nu l. Phys.B653,256 (2003).

[114℄ M. Dine,Y. Nir,G.Raz, T.Volansky,Phys.Rev.D 67, 015009(2003).

[115℄ V.V.Flambaum,D.B.Leinweber,A.W.Thomas,R.D.Young,Phys.Rev.D69,115006(2004).

[116℄ J.K.Webb,V.V.Flambaum,C.W.Chur hill,M.J.Drinkwater,J.D.Barrow,Phys.Rev.Lett. 82, 884 (1999).

[117℄ J.K. Webb,M.T. Murphy,V.V. Flambaum, V.A. Dzuba, J.D. Barrow, C.W. Chur hill, J.X. Pro haska,A.M. Wolfe, Phys.Rev.Lett. 87,091301(2001).

[118℄ M.T. Murphy, J.K. Webb, V.V. Flambaum, V.A. Dzuba, C.W. Chur hill, J.X. Pro haska, J.D. Barrow, A.M. Wolfe, Mon.Not. R.Astron.So .327,1208 (2001).

[119℄ M.T. Murphy, J.K. Webb, V.V. Flambaum, C.W. Chur hill, J.potkhin and arswellX. Pro- haska,Mon.Not. R.Astron.So .327,1223 (2001).

[120℄ R.Thompson, Astroph.Lett. 16,3 (1975).

[121℄ B.E.J. Pagel, Mon.Not.R.Astron. So .179,81P (1977).

[122℄ T. Wiklind, F.Combes,Astron. Astroph.328,48 (1997).

[123℄ C. Braxmaier,O. Pradl, H.Müller, A.Peters,J. Mlynek,V. Loriette, S.S hiller,Phys. Rev. D 64, 042001(2001).

[124℄ W. Uba hs,R.Buning, K.S.E. Eikemaand E. Reinhold.J. Mol.Spe .241,155 (2007).

[125℄ A. Ivan hik, P. Petitjean, D.Varshalovi h, B. Ara il, R.Srianand, H. Chand, C. Ledoux, P. Boissee, Astron.Astroph.440,45 (2005) .

[126℄ D. A.Varshalovi h and S.A.Levshakov. J.Exp. Theor.Phys.Lett.,58, 237 (1993)

[127℄ D. A.Varshalovi h and A.Y.Potekhin. Spa eS i.Rev., 74,259 (1995).

[128℄ J.L. Dunham,Phys.Rev. 41, 721 (1932).

[129℄ A. Y. Potekhin, A. V. Ivan hik, D. A. Varshalovi h, K. M. Lanzetta, J. A. Baldwin, M. Williger,R.F. Carswell,Astrophys.J.505,523 (1998)

[130℄ Huber, K. P. and Herzberg, G. 1979, Mole ular Spe tra and Mole ular Stru ture. IV. Constants ofDiatomi Mole ules (Prin eton :Van Nostrand)

[131℄ T. Beier,H.Häner,N.Hermansphan, S.G.Karshenboim,H.-J.Kluge,W. Quint, J.Verdu, G. Werth, Phys. Rev.Lett. 88, 87011603(2002).

[132℄ D. L.Farnham,R.S.Van Dy kJr.,P.B.S hwinberg. Phys.Rev. Lett. 75, 3598 (1995).

[133℄ P.J.Mohr,B. N.Taylor, Rev.Mod.Phys. 77,1 (2005).

[134℄ L.Valentin. Physique subatomiqueNoyaux etParti ules. Edition Hermann,Page 84,1975.

[135℄ http://physi s.nist.gov/ uu/Constants/index.html.

[136℄ R.W. Carlson,Astrophys.J.190,L99 (1974).

[137℄ M. Aaronson,J. H.Bla k,C. F. M Kee,Astrophys.J.190,L53,(1974).

[138℄ D. C.Morton andH.L.Dinerstein, Astrophys. J.204,1(1976).

[139℄ C. B.Foltz, F.H.Chaee Jr.,J.H.Bla k, Astrophys.J.324,267 (1988).

[140℄ D. A.Varshalovi h and S.A.Levshakov, JETP Lett. 58,237 (1993).

[141℄ S.A. Levshakov, D.A.Varshalovi h, Mon.Not. R.Astron. So . 212,517(1985).

[142℄ L.L.Cowie andA.Songaila, Astrophys.J.453,596 (1995).

[143℄ J.Ge, J.Be htold, Astrophys.J.477,L73 (1997).

[144℄ D. Reimers,R.Baade, R.Quast,S.A. Levshakov, Astron.Astroph. 410,785(2003).

[145℄ J.Cui, J.Be htold, J.Ge, D.M. Meyer,Astrophys.J.633,649 (2005).

[146℄ A.V. Ivan hik, E. Rodriguez, P. Petitjean, and D. A. Varshalovi h, Astron. Lett. 28, 423 (1998).

[147℄ S.A. Levshakov, M. Dessauges-Zavadsky, S.D'Orio o, P. Molaro,Mon.Not. R.Astron. So . 333,373 (2002).

[148℄ C. Ledoux,R.Srianand,P.Petitjean,Astron. Astroph.392,781 (2002).

[149℄ P.Petitjean, R.Srianand, C.Ledoux,Astron. Astroph.364,L26 (2000).

[150℄ S.A. Levshakov, P. Molaro, M. Centurion, S. D'Orio o, P. Bonifa io, G. Vladilo, Astron. Astroph. 361,803,(2000).

[151℄ P.Petitjean, C. Ledoux,P.Noterdaeme,R.Srianand, Astron. Astroph.456,L9, (2006).

[152℄ C. Ledoux,P.Petitjean, R.Srianand, Astrophys.J. 640,L25,(2006).

[153℄ P. Petitjean, A. Ivan hik,R. Srianand, B. Ara il, D. Varshalovi h, H. Chand, E. Rodriguez, C. Ledoux,P.Boissee,Comp. Rend.Physique 5, 411,(2004).

[154℄ D.A.Varshalovi h,A.V.Ivan hik,P.Petitjean,R.Srianand,C.Ledoux.AstL.27,683,(2001).

[155℄ G. Hébrard etal.Astrophysi andAstronomy,394,647 (2002).

[156℄ N.F.Allard,I.Drira, M.Gerbaldi,J.F.KielkopfandA.Spieledel.Astron.Astrophys.335, 1124 (1998b)

[157℄ N. F.Allard, J.F. Kielkopfand N.Feautrier. Astron. Astrophys.330,782 (1998a)

[158℄ N. F.Allard, A.Royer,J. F.Kielkopf andN. FeautrierPhys.Rev. A60, 102 (1999)

[159℄ D. Koester, V. Weidemann, E.-M. Zeidler-K. T. and G. Vau hair. Astron. Astrophys. 142, L5-L8 (1985).

[160℄ F. Lique,W-Ü. L.T hang-Brillet, A.Spieledeland N.Feautrier. J.Phys.B:At.Mol. Opt. Phys.37, 3021 (2004).

[161℄ F. Lique, W-Ü. L. T hang-Brillet, A. Spieledel and N. Feautrier. private ommuni ation SF2A 2005.

[162℄ N.F. Allard,J. Kielkopf,Rev. Mod.Phys.54,1103, (1982).

[163℄ F.H.Mies.Theoreti alChemistry:Advan esandPerspe tivesvol6B,edDHenderson(New York :A ademi ) pp98-127 (1981).

[164℄ P.S.Julienne. Phys.Rev.A 26, 3299 (1982).

[165℄ H. Van Regemorter and N.Feautrier. J.Phys.B:At.Mol.Phys.18, 2673 (1985).

[166℄ B. R.Johnson. J.Comput. Phys. 13,445 (1973)

[167℄ B.H.BransdenandC.J.Joa hain.Physi s ofatomsandmole ules.EditionClarendonPress: OXFORD(1992).

[168℄ D. L.Cooper, P.C. Stan il, A.R.Turner, J.G. Wang, N.J.Clarke,and B. zygelman.Int.J. Mol. S i. 3,220 (2002).

[169℄ M. Pieksma, M. Gargaud,R.M Carrolland C-C, Havener. Phys.Rev. A.54, R13(1996).

[171℄ P.Langevin. Ann.Chim. Phys.5, 245(1905).

[172℄ R.M Carrolland P. Valiron.Astron. Astrophys. 78,177 (1979).

[173℄ R. M Carroll and P. Valiron. Pro . 11th Int. Conf. on Physi s of Ele troni and Atomi Collisions(Amsterdam :North-Holland) (Invited papers andprogress reports) p453 (1980).

[174℄ M. Rittby, N. Elander, E. Brändas and A. Barany. J. Phys. B : At. Mol. Phys. 17, L677 (1984).

[175℄ M.-S Child.Mole ular Collision Theory(London :A ademi ) 1974.

[176℄ E.-E ikitin. Theory of Elementary Atomi and Mole ular Pro esses in Gases (Oxford : Cla-rendon) 1974.

[177℄ A.-E Glassgold,P.-S Kristi and R.-RS hultz. Astrophys.J.621,808 (2005).

[178℄ P.Barragán,L.-FErrea, L.Méndez,I.Rabad«andA.Riera.Phys.Rev.A.74,24701(2006).

[179℄ P. Barragán, L.-F Errea, L. Méndez, A. Ma iás, I. Rabad« and A. Riera. Phys. Rev. A 70, 22707( 2006 )

[180℄ M. Gargaud, J. Hanssen,R. M Carrolland P.Valiron. J.Phys.B: At. Mol. Phys. 14,2259 (1981)

Annexe A

E hange de harge entre ions

multi hargés et atomes neutres dans le

domaine des énergies thermiques :

Validité du modèle de Langevin.

Durant mathèse, etpour approfondir mes onnaissan es en physique des ollisions, j'ai étudié le pro essus d'é hange de harge qui e produit lors de la ollision entre l'ion atomique N

+3

et l'atome neutre H(et/ou D) dans le domaine des énergies de ollision allant de 0.1 à 100 meV. Ce pro essus, qui onduit à un peuplement séle tif des états éx itésde l'ion N

2+

, est bien dé rit par unereprésentation adiabatique du système, e quipermetde traiterl'é hange de harge ommeun phénomène induit par un ouplage non-adiabatique.

Vu le large domaine d'appli ation en physique des plasmas et en astrophysique, ette réa tion avaitétédéjà l'objetd'étudesdansdiversesgammesd'énergies. Dansnotre as, lebut de etravail n'étantpaspouruneappli ationastrophysique,maispluttpour omparerlesrésultatsdelase tion e a ed'é hange de hargeobtenuesparlaméthode quantique(résolutiondeséquations ouplées) à eux prévus par le modèle lassique (modèle de Langevin), et essayer de omprendre la raison pour laquelle e modèle lassiquene donne paslebonrapportisotopique de lase tione a e.

A.1 Introdu tion

Lors d'une ollision entre un ion et un atome (ou une molé ule) neutre, plusieurs phénomènes peuvent apparaître. Parmi ela le pro essusd'é hange de harge. Cepro essus est lepassage d'un ouplusieurs éle trons d'unsystème atomique(ou molé ulaire) àun autre.

Laréa tiondutransfertde hargede

n

éle trons d'unatomeneutre

B

àunion

A^+q

s'é rit omme:

A^+q+ B→A^(q−n)+ B⁺ⁿ.

(A.1)

Danslagammedesénergiesde ollisionE

≤

1KeV/a.m.u,lavitesserelativedesdeuxpartenaires esttrèsinférieuredevantlavitessedeleurséle tronsliés,et etteréa tionpasseparuneétape inter-médiaire, qui onsiste à la formation d'une molé ule

AB^+q

(168 ).La ompréhensiondu pro essus qui nous intéresse se fait par l'étude de la dynamique de ette molé ule. Cette étude est réalisée après ladétermination des ourbes de potentiel adiabatiques de la molé ule (167). Chaque ourbe de potentiel est orrélée à une voie de sortie. Ainsi l'é hange de harge est réalisé à partir d'une transition entre l'état adiabatique orrélé à l'état initial de la réa tion A.1 etun état adiabatique orréléàsonétatnal.Cettetransitionestdueaux ouplagesnonadiabatiquesentrelesdeuxétats enquestion.

Lestravauxexpérimentaux surl'étudedel'é hange de harge entre l'ionSi

4+

etl'atome neutre D aux énergies

< 100

meV (169 ), montre que la se tion e a e de transfert de harge

σ

varie en

fon tionde l'inverse de lavitessede ollision

v

.Cerésultat esten parfait a ordave lemodèle de Langevinquiprévoitque (170 ):

σ ∝ ^q

v ×r α

µ

(A.2)

où,

q

estla hargede l'ion,

α

est lapolarisabilité del'atome neutre (

α

=4.5 a.u. pour H etD),et

µ

estlamasseréduitedu systèmeétudié.

Cependant,lathéoriequantiqueprévoitquelase tione a ed'é hange de hargedusystèmeS

4+

+H doit être plus grande d'un fa teur de 1.9 que elledu systèmeS

4+

+D, alors que le modèle lassique prévoit un fa teur de 1.4. Ce désa ord laisse penser que plusieurs hypothèses dans le modèlede Langevinne sont pasvalables.

L'obje tif de e travail est de omprendre la raison pour laquelle le modèle de Langevin, qui prévoit lebon omportement delase tione a e auxénergies variant de10-100meV,neretrouve pasla dépendan e isotopiquede lase tione a e d'é hange de harge.

LemodèledeLangevinsupposequedansune ollisionréa tive exothermiqueentrelessystèmes atomiques à une énergie donnée, la réa tion a lieu seulement à des ollisions pour lesquelles la barrière entrifuge lassique est moins que l'énergie de ollision (171). Pour les faibles énergies de ollision (quelque eV ou moins), ette hypothèse est satisfaisante pour les systèmes ion-neutres en raisondupotentield'intera tion àlongue portéequi gouvernel'intera tion, etquivarieenR

−4

(où Restladistan e ion-atomeneutre). Laplupart desappli ations dumodèlede Langevinsupposent également,poursimpli ation,quelaprobabilitéderéa tionest onstantepourtoutesles ollisions. Elleestsouventestimée àpartirdumodèledeLaudau-Zener en ombinaisonave unemoyennesur lesphasesdesfon tionsd'ondesdesétatsenintera tion.Cettepro éduredemoyennersurlesphases desfon tions d'ondes est fait an de prendre en ompte l'interféren e entre les vois en intera tion (175 ;176).Deplus,parexemple,dansle asdes ollisionsréa tivesd'ion-molé ule, etteprobabilité estsouvent prise ommeunité, enraison du grand nombrede voies réa tives.

Dans notre as présent, à savoir le transfert de harge dans des systèmes d'ion-atome neutre, nous avons seulement deux anaux ouplés et la probabilité de transfert de harge, alors suppo-sée onstante, est beau oupplus petiteque l'unité.

Sila variation de la se tion e a e de transfert de harge en fon tion de l'énergie est demandée, alorslavaleurabsolue delaprobabilitéestsusante.Maissilavaleur absoluedelase tione a e estre her hée, alors il estné essaire de déterminerles probabilités detransfert de harge ave une bonne pré ision.

Les al uls ré ent de Barráganetal (178 ) desse tions e a es d'é hange de harges O

2+

+H et N

2+

+ H, avaient montré une divergen e en ore plus grande par rapport aux résultatsobtenus par lemodèledeLangevin. Ilsonttrouvé dans essystèmeslaprésen edesstru turesderésonan e dans les se tions e a es. Cette divergen e devient de plus en plus importante lorsque l'énergie de ollision diminue en dessous 10 meV/amu, tandis qu'aux énergies supérieures à 10 meV/amu, la ontribution des résonan es aux se tions e a es reste petite. Cependant, même en présen e des stru turesderésonan e, ilsemblerait queladépendan een énergiedelase tion e a e de es systèmesatomiquesdièredemanièresigni ativedumodèledeLangevin,mêmedanslagammede meV10-100.D'autres al ulsde emêmegroupe (179 )montrentquelase tione a e àdesfaibles énergies présente un maximum. Ce résultat avait été retiré par es auteurs (178 ),en le qualiant d'erreur numérique.

O

2+

+ H et de N

2+

+ H sont des systèmes omplexes. Le pro essus de transfert de harge fait intervenir des ongurations éle troniques omplexes pour le al ul des potentiels adiabatiques,

dont lerésultat est di ile à vérier. En plusde ladétermination des ouplages non adiabatiques danslarégion des roisementsévités entres lesdiérentes ourbesde potentiel éle troniques, ilest très important de représenter orre tement les intera tions à longuedistan e entrel'ion etl'atome neutre.Pour lestrèsfaiblesénergiesde ollision,le omportementasymptotiqueenR

−4

des ourbes depotentielestresponsablede lavariation orre tedelase tione a e en fon tionde l'énergieet des ara téristiquesde l'eet tunnel.

Pour laraison de omplexité de esdeuxsystèmesatomiques, nousnoussommesproposés,dans e travail,d'étudier le pro essusd'é hange de hargeà des énergies variant de 0.1à 100 meV pour le système N

3+

+ H.Indépendamment du fait que e système est assez représentatif pour une large lassed'ionsen ollisionave unatome neutre,il al'avantageque lespotentielsd'intera tionet les ouplagesnon-adiabatiquessont onnusave unegrandepré isionsurunelargegammededistan es internu léaires, qui gouvernelepro essus d'é hange de harge.

Dans le document Etude expérimentale et théorique des spectres d'émission et d'absorption VUV des molécules H2, D2 et HD (Page 156-168)