Titre de la thèse
Contraintes des modèles astrochimiques de formation de glace à la surface des grains de poussière interstellaires à l’aide d’expériences en laboratoire.
Composition du jury
- Maria Elisabetta PALUMBO (Directeur de recherche, INAF) : Présidente
- Patrice THEULE (Maître de conférences, Aix-Marseille Universite) : Rapporteur
- Stephanie CAZAUX (Associate Professor, Technische Universiteit Delft) : Rapportrice
- Maria Elisabetta PALUMBO (Directeur de recherche, INAF) : Examinatrice
- François Dulieu (Professeur des Universités, CYU) : Directeur de thèse
- Paola Caselli (Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, Garching, Allemagne) : Directrice de thèse
- Olli SIPILa (Docteur, Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics) : Co-encadrant de these
Résumé
Le milieu interstellaire (MIS) présente une grande complexité chimique. Les espèces qui le composent résident à la fois dans phase gazeuse et à la surface des grains de poussière, lesquels agissent comme catalyseurs dans les régions les plus froides et les plus denses du MIS, où les espèces en phase gazeuse s’accumulent à leur surface pour former des manteaux de glace. Les espèces légères, telles que les atomes d’hydrogène (H), sont mobiles à la surface des grains et peuvent réagir avec d’autres espèces adsorbées pour produire des molécules plus complexes, notamment l’eau (H2O), le peroxyde d’hydrogène (H2O2), le formaldéhyde (H2CO), le méthanol (CH3OH), et bien d’autres. Les objectifs de cette thèse sont de comprendre les processus physico-chimiques — diffusion, désorption, cinétique et morphologie — impliqués dans la formation de glace sur les grains de poussière interstellaire afin de contraindre les modèles astrochimiques décrivant les processus chimiques dans le MIS.
Cette thèse porte à la fois sur des études expérimentales et théoriques de la formation de glace à la surface des grains. Les expériences ont été menés à l’aide de l’appareil VENUS (VErs de NoUvelles Synthese) au laboratoire LIRA-CY, au sein de CY Cergy Paris Université et de l’Observatoire de Paris — PSL. Des espèces ont été déposées sur un substrat froid (au-dessus de 7 K) dans une chambre à ultra-vide, et les produits obtenus ont été analysés par spectrométrie de masse et infrarouge. La partie théorique, réalisée au Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics (MPE) en Allemagne, utilise le code astrochimique pyRate ainsi qu’un code que j’ai développé pour simuler les conditions expérimentales de VENUS.
Dans la première étude, je présente des résultats purement expérimentaux concernant la morphologie de la glace d’eau, obtenus par l’analyse de sa bande d’étirement OH à 3 μm, à l’aide de trois méthodes de dépôt : le dépôt par background, le dépôt par jet moléculaire et la formation d’eau directe par co-déposition de dioxygène (O2) avec H. En réalisant ces dépôts à 10 K, ces trois méthodes permettent d’obtenir de la glace d’eau amorphe, mais avec des niveaux de porosité différents : le dépôt par background forme une glace amorphe poreuse, tandis que le dépôt par jet et la formation directe forment de la glace amorphe compacte.
Dans la seconde étude, j’examine la formation de H2CO et de CH3OH par la réactivité du monoxyde de carbone (CO) et H en présence du gaz noble néon (Ne). Le néon est le cinquième élément le plus abondant dans l’Univers. Étant chimiquement inerte, il n’a jamais été pris en compte dans les modèles astrochimiques. Dans cette étude je montre que la présence de Ne inhibe de manière significative la réactivité du CO avec H entre 9 et 12 K, avec des diminutions pouvant atteindre respectivement 82 % et 77 % de la formation de H2CO et de CH3OH à 9 K. Par la suite, j’établis, à l’aide de pyRate et d’un modèle de cœur pré-stellaire, que le Ne se condense sur les grains dans la région centrale du noyau (< 5 000 UA), où le CO est entièrement gelé sur les grains de poussière.
Dans la troisième étude, je compare mes résultats expérimentaux concernant la cinétique de formation de H2O et de H2O2 par hydrogénation d’une demi-couche d’O2 entre 9 et 15 K avec des simulations effectuées à l’aide du code que j’ai développé, IceRate. Je montre que, indépendamment du modèle de diffusion utilisé (saut thermique, effet tunnel ou un modèle antérieur publié dans la littérature), ces simulations ne reproduisent pas fidèlement les abondances de H2O2 et de H2O. La compétition réaction-diffusion conduit à une surestimation des abondances surfaciques de HO2 et d’OH, qui ne sont pas observées dans les mesures expérimentales, alors qu’un modèle fondé sur la probabilité de l’effet tunnel fournit une estimation raisonnable pour HO2 et OH (lorsqu’on considère une barrière de 50 K pour O2 + H), mais prédit une barrière réactionnelle pour H2O2 + H qui demeure irréaliste.
