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: