Dis ussion

et de deux modèles (traitspleins) reproduisant es transitions.Lesdeux modèles sont obtenus en onsidérant pour le lobe d'erreur de l'antenne du FCRAO, une taille à mi puissan ede 0"(bleu) et de 180" (rouge).

Figure 7.18  Prols radiaux de la transition

j = 1− 0

orrespondant aux modèles de la Table7.5.Cesmodèlessont omparésaux don-néesobservationnellesobtenues parCaselli[9℄.

τ (1− 0) ∼ 10

. Le désa ord entre es diérentes estimations provient notamment de la prise en ompte deseetsd'autoabsorption qui modient les intensités émergentesdes transitionsles plus optiquement épaisses.Commesoulignépré édemment, eseetssontmarquésdufaitde l'in lusion d'unprolde densitédanslamodélisation nonlo ale.

7.4.6 Dis ussion

Pour toutes les sour es où la transition

j = 1− 0

de N

2

D

+

a été observée, la modélisation a permisdereproduirelesrapportsd'intensité destransitionshypernes.Enrevan he,pour N

2

H

+

,il est plus di ile de reproduire simultanément lesrapports d'intensité des transitions hypernes de

j = 1− 0

etdansunmême temps,lesintensitésobservéespour lestransitions

j = 2− 1

et

3− 2

.La Figure7.19présentela omparaison entrel'émissionobservée etlesrésultatsdesmodèles.Sur ette gure, on onstate qu'en règle générale, les intensités des transitions hypernes sont globalement reproduites. Néanmoins,pour ertaines sour es, ilexiste desé artsde l'ordre de 20-30 %entre les intensités préditespar lesmodèleset ellesobservées.Danslaplupartdes as, esé artsportentsur latransition

110− 011

ousurlatransition

112− 012

.Enrappelant equiaétéditàlase tion7.3.4, onvoitquepourreproduire orre tement lesrapports d'intensité, ilest primordialde orre tement estimerl'opa ité totale delatransitionainsiquele omportement danslasour e,destempératures

Sour e r

0

n

0

r

1

T X r

2

T X r

3

T X r

D

N(N

2

H

+

) R L1489 24 5.8 35 8 0.8 65 9 0.8 100 12 0.1 0.17 7.66 0.17 L63 23 7.2 20 8 1.4 45 8 0.4 150 15 0.4 0.64

1

15.48 0.45 L43 29 9.2 30 8 0.8 60 11 0.4 150 14 0.3 0.12 14.11 0.12 TMC1NH

3

30 3.5 35 8 1.3 65 12 1.3 175 12 0.1 0.10 8.91 0.10 TMC2 60 3.5 40 8 1.1 150 10 0.2 200 13 0.2 0.73

2

9.42 0.54 L183(C) 17 8.6 20 8 1.4 40 9 1.4 225 9 2.1 0.46

3

14.11 0.36 L183(N) 44 1.4 80 9 2.9 225 9 2.0 ... .. ... 0.76

4

9.94 0.15 L1251C 29 5.6 21 7 1.5 150 10 0.2 ... .. ... 0.14 14.04 0.14 L1517B(1) 30 1.9 18 8.5 1.6 180 9.5 1.6 ... .. ... 0.12 7.00 0.12 L1517B(2) 35 2.0 18 8.5 2.5 180 9.5 2.5 ... .. ... 0.25 ... .... L1498 70 0.94 70 8 2.5 200 10 0.3 ... .. ... 0.07 8.23 0.07

Table7.6Paramètresobtenus àpartirdesobservationsde N

2

H

+

etN

2

D

+

pourles10 nuagesétudiés. Leprolde densitédeH

2

utiliséest donnéparlarelation7.24et dépenddesparamètresn

0

(enmultiple de

10⁵

m

−3

) et r

0

.Suivant lasour e, le nuage est modéliséen in luant2 ou 3 zones: dansla zone

i

orrespondantaux rayonstels que

r_i−1< r < r_i

,latempératureest

T_i

etl'abondan ede N

2

H

+

est

X_i

. Les abondan es sont données en unité de 10

−10

et les rayons en se onde d'ar . Pour haque sour e, il est aussi donné le rapport d'abondan e r

D

= X(N

2

D

+

)/X(N

2

H

+

),la densité de olonne de N

2

H

+

(en unitéde10

12

m

−2

)etle rapportdesdensitésde olonnede N

2

D

+

et N

2

H

+

,R =N(N

2

D

+

)/N(N

2

H

+

)

1

e rapportd'abondan e est pour lesrayonsinférieurs à10 et,au delà,ilest xé à0.25.

2

e rapportd'abondan e est pour lesrayonsinférieurs à35 et,au delà,ilest xé à0.1.

3

e rapportd'abondan e est pour lesrayonsinférieurs à40 et,au delà,ilest xé à0.05.

4

e rapportd'abondan e est pour lesrayonsinférieurs à10 et,au delà,ilest xé à0.05.

àlades riptionadoptéepour lastru tureendensitédesnuages, pour larépartitiondel'abondan e dela molé uleetpour lesvariations de latempérature dumilieu.

Deplus,lefaitquelestauxde ollisionsutiliséssoient al ulésave l'héliumentraîne uneerreur surl'estimationdel'abondan ede N

2

H

+

.Lesmodèles présentéspour L1517BetL1489 permettent devoir,par omparaison auxrésultatsobtenus parTafalla[26 ℄ quel'utilisationdetauxde ollisions al ulés pour H

2

peutamener à desdiéren essurl'estimation del'abondan ede N

2

H

+

del'ordre de5070%

Néanmoins, omptetenudes ontraintes observationnellesdontnousdisposons,ilestdi ilede mieux ontraindreles variations de ladensité,de l'abondan eet de latempérature.

Laprin ipale diéren edanslamodélisationdel'émissiondeN

2

D

+

parrapportàN

2

H

+

,réside dansl'opa itédestransitions.Cesdiéren esd'opa itésontvisibles,notamment,auniveaudes pro-lsspe trauxdestransitions

j = 2− 1

.Pourlaplupartdessour es,latransition

j = 2− 1

deN

2

H

+

présente desgures d'autoabsorption alors quedansle asde N

2

D

+

,la transition

j = 2− 1

n'est pas autoabsorbée. Or, pour N

2

D

+

, les modèles permettent de reproduire les rapports d'intensité destransitionshypernesde

j = 1− 0

, equisuggèrequedansle asdeN

2

H

+

,lesrapportsnesont pas orre tement modélisés en raison delaplus grandeopa ité de ette transition.

Par omparaison aux études pré édentes, nous déterminons des abondan es plus faibles pour N

2

H

+

bienquelestauxutilisésdans etravailsoientplusfaiblesque euxdeHCO

+

H

2

ouramment utiliséspourinterpréter lesobservations de N

2

H

+

.Nousavons onstatélors delamodélisation que lesmodèles ave de grandes densitésetdesabondan es faiblesétaient àprivilégier :ils permettent de réduire les gures d'autoabsorption de la transition

j = 2− 1

. Deplus, nous remarquons que l'in lusion d'une augmentation de la température ave le rayon permet de réduire de la même manière e phénomène. Demanière globale, nousobtenons qu'une température auxalentours de 8 Kdansles régions de plushautes densités permet d'augmenterl'opa ité de latransition

j = 1− 0

Figure7.19 Comparaisonentre les observationset les spe tres modéliséspour latransition

j = 1− 0

de N

2

H

+

pour uné hantillonde 10 nuagessombres.

hypernes. Vers les régions externes, une température au dessus de

10

K permet de réduire l'eet d'autoabsorptionde latransition

j = 2− 1

.

Parmi les nuages étudiés, 6 d'entre eux, .-à-d. L63, L43, TMC2, L183, L1498 et L1489, ont auparavant été étudiés à partir de l'émission de la poussière. Par omparaison ave les prols de densitédéterminésdans es études,nousobtenons queles prols dedensité déterminésà partir de N

2

H

+

sontenbona ord. Néanmoins,lesdensitésestiméesàpartird'autresmolé ulessont généra-lement en désa ord: esanalysesamènent à estimer deplusfaiblesdensités deH

2

que dansle as présent.Uneexpli ationpossibleestque ertainesmolé ulessontdéplétéeslorsqueladensitédevient supérieure à n(H

2

)

∼ 104−5

m

−3

uneanalysesupposant unnuage sphériqueetuniformeendensitéetabondan e, amènealorsàsous estimer la densité moyenne du milieu. En revan he, les analyses basées surNH

3

devraient amener à desestimations similaires à elles obtenues ave N

2

H

+

.La omparaison de artesen émissionde N

2

H

+

et NH

3

montre en eet que es deux molé ules sont présentes dans les mêmes régions des nuagesave desrépartitionsspatialesdel'abondan esimilaires.Notonsquelaplupartdesétudesse basantsurNH

3

utilisentlatransitiond'inversion

(j, K) = (1, 1)− (2, 2)

[7℄.Orladensité ritiquede ettetransitionestn

c ∼

10

4

m

−3

equiimpliquequepourdesdensitéssupérieures à

10⁵

m

−3

,le peuplement desniveaux delamolé ule s'ee tue àl'ETL. Dans es onditions,l'émission observée restesensibleàladensitéde olonnedelamolé ulemaisdevientinsensibleàladensitédeH

2

.Ilest don di ile d'estimer de manière pré isela densité àpartir de ette unique transition. Ce ipeut êtreàl'originedudésa ordsurlesestimationsobtenuesàpartirdeN

2

H

+

etNH

3

.Finalement,nous obtenonsquelesmassesdesnuagesdéduitesdans etravailsont enbona ordave lesestimations obtenues à partir de l'analyse du ontinuum submillimétrique etmillimétrique mais que elles i sont plusimportantes queles massesobtenues àpartir d'autres molé ules.

A partir des transitions de N

2

D

+

, nousavons déterminé le rapport d'abondan e des deux iso-topologues.Pour les sour esoù d'autresestimations de e rapportsont disponibles, nousobtenons dansle as présent une estimation en bon a ord. Pour 3 des nuages observés, .-à-d. L63, TMC2 et L183, il a été possible de ontraindre la variation spatiale du rapport d'abondan e grâ e à des observations faites à plusieurs positions dans le nuage. Nous obtenons alors que le rapport prend des valeurs importantes dans la région entrale des nuages, de l'ordre de 0.50.7, et qu'il dé roît fortementdanslesrégionsexternes.Ce iestattendud'aprèsla onsidérationdela himiedesnuages sombres où il est de plus onstaté que l'enri hissement isotopique est lié au stade d'évolution du nuage : l'enri hissement augmente ave le temps et atteint son maximum avant la formation de la protoétoile. A e stade, la himie du milieu est modiée par leré hauement du milieu dû au rayonnementinfrarougedel'objet entral.Néanmoins,ensebasantsurl'analysedel'émissiondans L1517B ( f. Annexe G.4), nous onstatons que l'estimation quantitative pré ise des variations du rapportd'abondan edes deux isotopologues est fortement dépendante de la loi de densité utilisée lorsdelamodélisation.On onstatealorsquelesdeuxprolsutiliséslorsdelamodélisationamènent àdesrapports qui dièrent d'unfa teur 2.

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Quatrième partie

Chapitre 8

Stru ture rotationnelle de H

2

O

8.1 Approximation du rotateur rigide

An de dé rire les niveaux d'énergie d'une molé ule, on utilise en général un repère artésien asso iéà lamolé ule,ditrepèreMole ularFixed (MF),dontl'origineestsituéeau entrede masse delamolé uleetpourlequell'orientationdesaxestourneave elle i.Le hoixdel'orientation des axes està prioriarbitraire bienque ertains hoix permettent de simplier lades ription desétats d'énergie de la molé ule. On introduit pour ela les moments prin ipaux d'inertie dont les valeurs dénissent ledegré d'asymétriede lamolé ule etdont dérivent les étatsd'énergie.

Dans le document Etude de la dynamique collisionnelle des molécules N2H+ et H2O: implication sur la caractérisation des régions de formation d'étoiles. (Page 155-164)