L’ accélération de molécules au MeV : un outil pour l’astrochimie
Plan : Le milieu interstellaire L’astrochimieLe 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 ( NH=104-108 H2/cm3) ou diffus ( NH=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 eVMission 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…
AINCSH
SICNHF
H3+CS
NH2SiS
CO2SiO
c-SiC2SiN
SO2SO+
OCSSO
C4NaCNPN
SiC3N2OOH
NH3N2H+NaCl
H2COH+H3O+MgNCNS
SiH4H2CSMgCNNO
HNC3H2CNHNONH
H2NCNH2COHNCKCl
HC4N H2C2OHOCO+H2SHCl
C5NH2CHNHNCSH2OCSi
NH2CHOHCOOHHNCOHOC+CP
HC2CHOHC2NCHCNH+HCS+CO+
CH2CHOHHC3NH+HC3NHCCNHCO+CO
CH2CHCHC c- C2H4OCH3SHCH4CH2D+HCOCN
C8HCH2OHCHONH2CH3CH3OHCH2CNC2H2HCNCH+
HC7NH2C6HCOCH3CH3NCc-C3H2C3SCH2CH
CH3CH2CHOCH3CH2OHC7HHC5NCH3CNl-C3H2C3OC2SC2
NH2CH2COOH(CH3)2OCH3COOHCH3C2HC2H4C4SiC3NC2OAlCl
(CH3)2COCH3CH2CNHCOOCH3CH2CHCNl-H2C4C4Hl-C3HC2HAlF
HC11NCH3OC2H5HC9NCH3C5NCH3C4HCH3C3NC6HC5HC5c-C3HC3H2
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 : H20
H2 + COSMIC RAYS H2+ + e
H2+ + H2 H3
+ + H
H3+ + O OH+ + H2
OHn+ + H2 OHn+1
+ + H
H3O+ + e H2O + 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(yi)/dt = -yi * dest + ∑ yj≠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 = a+b x R.B(ab)*
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 = a+b x R.B(ab)*
Comment une molécule électroniquement excitée fragmente ?
Le Multi détecteur AGAT auprès du Tandem d’Orsay
Techniques de mesure de la fragmentation
Détection
directe
Vp ~ 500 keV/u
Détection
en cinématique
inverse
Vc = 0
Vp ~ 500 keV/uVc = 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
Vp ~ 500 keV/uma
VKER ~ 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 Cn sont fait, les CnH 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-t d’être arrêtés par la grille.
CCH
C
CH
v
Grille Détecteur Si
Proba=(1-t)
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:
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