un outil pour l’astrochimie

L’ accélération de molécules au MeV : un outil pour l’astrochimie

Plan :

Le milieu interstellaire

 L’astrochimie

Le dispositif expérimental AGAT auprès du Tandem d’Orsay.

Marin CHABOT IPN Orsay

Le milieu interstellaire ( MIS)

Entre les étoiles il y a du gaz: H₂ (90%), He(9.9%), Lourds (0.1%)

Ce gaz est dense ( N_H=10⁴-10⁸ H₂/cm³) ou diffus ( N_H=10-10⁴ H₂/cm³) Il est chaud ( 100° -2000° K) ou froid(10°-100° K)

Il est toujours un peu ionisé (10^-8 – 10^-6) par les rayons cosmiques (CR) dit de basse énergie ( des protons de 400 MeV ) ou plus fortement ionisé si il est proche d’étoiles. Il est donc magnétisé.

Les étoiles sont crées par l’effondrement gravitationel des

nuages de gaz

Quand les étoiles meurent et la matière, enrichie en éléments « lourds », repart dans le gaz en le chauffant par de la lumière, des ondes de chocs et des

particules (CR).

La matière du milieu interstellaire est recyclée en permanence

On observe du gaz et des poussières dans toute les étapes.

Comment observe t’on le M.I.S. ?

U.V.

12 eV 11.5 eV

Mission FUSE (1999-2007) (NASA)

On observe les transitions atomiques.

- CSNCM - 5 juin 2008- 8

On observe des poussières :

et des molécules.

I.R.

Hershell (2009-201..)

J

Radio

et des molécules :

ALMA (2011-…) On voit les électrons qui accélèrent/déccélérent

Synchrotron, pulsar, étoiles binaires,…

On a identifié plusieurs centaines de molécules dans le MIS…

AINC SH

SICN HF

H₃⁺ CS

NH₂ SiS

CO₂ SiO

c-SiC₂ SiN

SO₂ SO+

OCS SO

C₄ NaCN PN

SiC3 N₂O

OH

NH₃ N₂H+

NaCl

H₂COH⁺ H₃O⁺

MgNC NS

SiH₄ H₂CS

MgCN NO

HNC₃ H₂CN

HNO NH

H₂NCN H₂CO

HNC KCl

HC₄N H₂C₂O

HOCO+

H₂S HCl

C₅N H₂CHN

HNCS H₂O

CSi

NH₂CHO HCOOH

HNCO HOC⁺

CP

HC₂CHO HC₂NC

HCNH+

HCS⁺ CO⁺

CH₂CHOH HC₃NH+

HC₃N HCCN

HCO⁺ CO

CH₂CHCHC c- C₂H₄O

CH₃SH CH₄

CH₂D⁺ HCO

CN

C₈H CH₂OHCHO

NH₂CH₃ CH₃OH

CH₂CN C₂H₂

HCN CH+

HC₇N H₂C₆

HCOCH₃ CH₃NC

c-C₃H₂ C₃S

CH₂ CH

CH₃CH₂CHO CH₃CH₂OH

C₇H HC₅N

CH₃CN l-C₃H₂

C₃O C₂S

C₂

NH₂CH₂COOH (CH₃)₂O

CH₃COOH CH₃C₂H

C₂H₄ C₄Si

C₃N C₂O

AlCl

(CH₃)₂CO CH₃CH₂CN

HCOOCH₃ CH₂CHCN

l-H₂C₄ C₄H

l-C₃H C₂H

AlF

HC₁₁N CH³OC²H⁵

HC₉N CH₃C₅N

CH₃C₄H CH₃C₃N

C₆H C₅H

C₅ c-C₃H

C₃ H₂

N=2 N=3 N=4 N=5 N=6 N=7 N=8 N=9 N=10 N=11 N=12 N=13

Comment se forment ces molécules ?

Les molécules proviennent de la destruction de grain.

Matière carbonée insoluble trouvée dans une météorite.

Les poussières du nuage de la tete de cheval sont photodissociées.

Les molécules sont synthétisées dans la phase gazeuse:

Exemple : H

0

H ₂ + COSMIC RAYS  H ₂ ⁺ + e H ₂ ⁺ + H ₂  H ₃ ⁺ + H

H ₃ ⁺ + O  OH ⁺ + H ₂

OH _n ⁺ + H ₂  OH _n+1 ⁺ + H

H ₃ O ⁺ + e  H ₂ O + H; OH + 2H, etc

Quel que soit leurs sources ( grain ou atome), les molécules sont observées sous une forme gazeuse.

L’Astrochimie

Les expériences de chimie en labo sont impossibles ( 10K, <10^-12 mbar, CR)

Modélisation

Modélisation de la chimie par un réseau de réaction

conditions physiques^:

- Densité - Température

- Intensité et distribution spectrale des photons - Intensité des rayons cosmiques

-Turbulences

-Champs magnétiques

…

transport radiatif

équilibre thermique

Taux de réactions:

A+B -> C+D

> 4000 réactions (

d(y_i)/dt = -y_i * dest+ ∑ y_j≠i créat

450 espèces (y)

On peut apprendre sur la chimie et/ou sur les conditions physiques du milieu où se déroule la chimie.

Les bases de données.

(taches d’observatoires)

ITYPE Reaction types in the gas-phase model 0 Gas-grain interaction, Electron-grain recombination 1 Cosmic-ray ionization (direct process) #1,

Cosmic-ray induced photoreactions (indirect process) 2 Ion-molecule reactions, Charge exchange reactions 3 Negative ion - neutral species reactions

4 Radiative association 5 Associative ejection

6 Neutral + Neutral → ion + electron (only one reaction) 7 Neutral-Neutral chemical reactions

8 Neutral-Neutral radiative association 9 Dissociative recombination

10 Radiative recombination

11 Positive ion - Negative ion recombination 12 Electron attachment

13 Photo-ionization, Photo-dissociation

a+b->c+d

=

x R.B

On décrit les réactions par un taux et des rapports de branchement.

Les 3 réactions qui produisent des molécules électroniquement excitées.

a+b->c+d

=

x R.B

Comment une molécule électroniquement excitée fragmente ?

Le Multi détecteur AGAT auprès du Tandem d’Orsay

Techniques de mesure de la fragmentation

Détection directe

V_p ~ 500 keV/u

Détection

en cinématique inverse

Vc = 0

V_p ~ 500 keV/u

Vc = 0

Détection des fragments chargés par temps de vol

MCP

+

Détection des fragments neutres par ionisation puis temps de vol

MCP

~1-2 keV

0→+

0→ +

Tous les fragments sont émis dans un cône d’explosion de faible ouverture angulaire (~mrad).

+

Si

V_p ~ 500 keV/uma

V_KER ~ eV

~1-2 keV

0

0 E

Production de faisceau de molécules par l’accélérateur Tandem d’Orsay

• Les espèces négatives sont injectées à 200 keV.

• Le faisceau créé atteint une énergie de 6 MeV/Carbone.

La spectroscopie de fragmentation à l’aide du multi- détecteur AGAT

• Détection de tous les fragments, neutres ou chargés grâce à la cinématique inverse.

• Un détecteur 4 pi, 100% efficace.

• Tous les fragments ont la même vitesse, l’énergie mesurée est proportionnelle à la masse. (voie neutre)

C₄H⁺+ He → {CnH} (4.5 ua) collision

unique

La reconnaissance de forme, l’outil d’analyse de la fragmentation des liaisons C-C

• La forme du signal dépend de l’état de fragmentation des liaisons carbone-carbone.

C₄H⁺ + He → {CnH} (4.5 ua, 6MeV/Carb) Amplitude maximum

du signal (fragmentation)

Intégrale du signal de courant (masse)

• La représentation bidimensionnelle énergie-amplitude fournit l’information sur l’état des liaisons carbone-carbone de l’hydrocarbure

Des siliciums avec des pixels

 Il faut des pixels submillimétriques. (le recul est imposé par la salle d’expérience).

 L’ énergie d’émission est comprise entre 0.5 et plusieurs eV selon les voies ( charge initiale)

 Donne accès à l’énergie relative des fragments

MeV

eV

< 10 mm 2 mètres

CCD amincie en face arrière

Rev. Sci. Instrum. 68 (1), January 1997

On peut utiliser une CCD amincie en face arrière pour détecter les particules

chargées !

Les meilleurs capteurs ont 450 ke-

(25µmx25µm) de profondeur de puits (~ C à 1.5 MeV) Il faut disperser les atomes des fragments sur plusieurs pixels.

Feuille mince

Conclusion : pas d’astrochimie sans accélérateur.

Les C_n sont fait, les C_nH aussi, reste toutes les autres molécules à faire ….

J.Y Duhoo©, J.Spirou,2009

Analyse de la fragmentation par la méthode de la grille

• Une grille de transmission t=0.25 est placée en amont du détecteur des neutres.

• Les fragments ont une probabilité t de passer la grille et 1-td’être arrêtés par la grille.

C C

H C

CH v

Grille ^Détecteur Proba=(1-t) Si

Proba=t

Proba=t²

OU

{CH} = t(1-t) (C/CH) + 2t²(1-t) (C/C/H)

m = T x RB

Min _RB || T x RB – m ||²

Routine de minimisation écrite sous MATLAB. La propagation des erreurs s’effectue à l’aide d’une méthode monte-carlo.

…

Ex: