Relevant bibliographies by topics / Hydrogène interstellaire

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  1. Journal articles
  2. Dissertations / Theses
  3. Books
  4. Book chapters
  5. Conference papers

Academic literature on the topic 'Hydrogène interstellaire'

Author: Grafiati
Published: 4 June 2021
Last updated: 8 June 2024

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Journal articles on the topic "Hydrogène interstellaire"

1

Lin, Ching Yeh, Andrew T. B. Gilbert, and Mark A. Walker. "INTERSTELLAR SOLID HYDROGEN." Astrophysical Journal 736, no. 2 (July 12, 2011): 91. http://dx.doi.org/10.1088/0004-637x/736/2/91.

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2

Etim, Emmanuel E., Prasanta Gorai, Ankan Das, Sandip K. Chakrabarti, and Elangannan Arunan. "Interstellar hydrogen bonding." Advances in Space Research 61, no. 11 (June 2018): 2870–80. http://dx.doi.org/10.1016/j.asr.2018.03.003.

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3

Whang, Y. C. "Ionization of Interstellar Hydrogen." Astrophysical Journal 468 (September 1996): 947. http://dx.doi.org/10.1086/177749.

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4

Shull, J. Michael. "Observing interstellar molecular hydrogen." Physics Today 75, no. 12 (December 1, 2022): 12. http://dx.doi.org/10.1063/pt.3.5132.

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5

Balm, S. P., and H. W. Kroto. "Possible assignment of the 11.3-μm UIR feature to emission from carbonaceous microparticles with internal hydrogens." Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 245, no. 2 (July 15, 1990): 193. http://dx.doi.org/10.1093/mnras/245.2.193.

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Abstract:
Summary The carriers of the UIR bands seen in many galactic and extragalactic objects have previously been assigned to emission from polycyclic aromatic hydrocarbons (PAHs). However, the match between laboratory spectra of typical PAHs with the interstellar features in the structurally sensitive 11-15-μm (909-667-cm-1) region remains unsatisfactory. In particular, it has been difficult to explain, considering that a PAH mixture is undoubtedly involved, why only one strong band is seen at 11.3 μm (885 cm-1) and why this has the same position in all sources. We discuss here the possibility that a hitherto unrecognized class of molecule containing a novel type of hydrogen functional group, the internal hydrogen, may provide important new clues to the origin of the 11.3-μm (885 cm-1) feature. This type of grouping is typified by the molecule kekulene which contains six such internal hydrogens and exhibits bands in its IR absorption spectrum which coincide with the interstellar feature. This structural unit is likely to be common in soot-like microparticles which simulations suggest are present in the cool carbon-rich outflows of red giant stars and hence should contribute to the 11.3-μm (885-cm-1) emission.
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6

Irvine, William M. "Microwave Spectroscopy of Astrophysical Molecules." Highlights of Astronomy 8 (1989): 339–44. http://dx.doi.org/10.1017/s1539299600007966.

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Abstract:
ABSTRACTRecent detections of new molecules in dense interstellar clouds, first detections of certain chemical elements in interstellar molecules, and new information on isotopic fractionation of hydrogen in the interstellar medium are discussed in the context of the need for new laboratory data on transition rest frequencies, reaction rates, and branching ratios.
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7

Neufeld, David A., and Sheldon Green. "Excitation of interstellar hydrogen chloride." Astrophysical Journal 432 (September 1994): 158. http://dx.doi.org/10.1086/174557.

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8

Bergman, P., B. Parise, R. Liseau, B. Larsson, H. Olofsson, K. M. Menten, and R. Güsten. "Detection of interstellar hydrogen peroxide." Astronomy & Astrophysics 531 (June 20, 2011): L8. http://dx.doi.org/10.1051/0004-6361/201117170.

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9

Neufeld, David A., Jonas Zmuidzinas, Peter Schilke, and Thomas G. Phillips. "Discovery of Interstellar Hydrogen Fluoride." Astrophysical Journal 488, no. 2 (October 20, 1997): L141—L144. http://dx.doi.org/10.1086/310942.

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10

Prieto, Jorge Enrique Bueno. "PP - Organic synthesis of uracil from interstellar organic molecules." Proceedings of the International Astronomical Union 4, S251 (February 2008): 475–76. http://dx.doi.org/10.1017/s1743921308022217.

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Abstract:
AbstractIt is important to say that the formaldehyde and hydrogen cyanide have been detected in the interstellar medium through resonance spectrum emission. Here I describe a way to produce uracil in interstellar space.
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More sources

Dissertations / Theses on the topic "Hydrogène interstellaire"

1

Nehmé, Cyrine Abdo. "Observations multi-longueur d'onde et modélisation des nuages interstellaires du complexe du Caméléon." Paris 7, 2005. http://www.theses.fr/2005PA077192.

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Abstract:
Cette thèse utilise des observations en direction de trois étoiles du complexe du Caméléon pour caractériser les propriétés du milieu interstellaire proche. L'étude comporte deux volets: analyse de données observationelles multi-longueurs d'ondes et modélisation du milieu interstellaire qu'elles tracent à l'aide d'un modèle de région dominée par les photons (PDR). Les spectres Ultra-Violet fournis par le satellite FUSE permettent de déterminer le taux de formation de la molécule d'hydrogène sur les grains. Les données spectrales en Ultra-Violet à haute résolution founies par STIS/HST et les spectres d'émission de CO et HI permettent de caractériser la structure des nuages, les densités de colonnes, les abondances et l'excitation des atomes et molécules observées en direction de HD 102065
This thesis is based on multi-wavelength observations of the interstellar matter towards the Chamaeleon molecular clouds complex and modeling of the physical and chemical interaction of interstellar matter with radiation using a Photon Dom-inated Region (PDR) rnodel. FUSE absorption spectra analysis provides molecular hydrogen formation rate. A panel of high resolution UV spectra from STIS/HST and emission spectra of CO and HI helps clarifying the structure of the observed clouds towards HD102065 and deterrnining column densities, abondances and excitation of most relevant species in each physical component
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2

Gavilan, Lisseth. "The formation of molecular hydrogen on interstellar silicatesé : from experiments to observations." Observatoire de Paris, 2013. https://hal.science/tel-02095146.

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Abstract:
L'objectif de cette thèse est de comprendre la formation de l'hydrogène moléculaire dans le milieu interstellaire (MIS) via des expériences de laboratoire et des observations astronomiques. Les expériences ont été réalisées avec FORMOLISM, un montage fonctionnant dans l'ultra-vide pour étudier la formation de molécules dans le MIS. On s'intéresse à la distribution en énergie de molécules d'hydrogène formées sur une surface refroidie par cryogénie (< 10 K). La technique de Resonance Enhanced Multi-Photon Ionization (REMPI 2 + 1) est utilisée pour sonder la population des niveaux rovibrationnels de l'état électronique fondamental de l'hydrogène moléculaire. Nous avons examiné différentes surfaces d'intérêt astrophysique : des silicates amorphes et cristallins, et de la glace d'eau solide amorphe poreuse (p-ASW). Nous avons confirmé l'augmentation du taux de formation de l'hydrogène moléculaire sur une surface recouverte au préalable des molécules d'hydrogène et nous avons quantifié la formation D₂en tant que mécanisme de désorption non-thermique. Nous avons mesuré le rapport ortho-para de l'hydrogène moléculaire nouvellement formée sur la surface de p-ASW, qui correspond à la valeur attendue à l'équilibre statistique à haute température (> 100 K). Nous avons fabriqué au laboratoire de nouvelles surfaces de silicates (forstérite et fayalite) pour examiner l'impact de leur morphologie et de leur composition chimique sur la formation de l'hydrogène moléculaire. On a observé l'abaissement de la température de rotation des molécules d'hydrogène formées (par rapport à la température de rotation du jet moléculaire) émergeant de surfaces cristallines. Nous avons également étudié la conversion de spin nucléaire des molécules d'hydrogène absorbées sur une surface de sillicate. Les prédictions observationnelles qui on été déduites de ces expériences ont été testées par spectroscopie à longue fente dans l'infrarouge proche disponible au VLT et au Keck. Des nébuleuses planétaires présentant simultanément des émissions de H₂ont été détectées sur certains de nos objets. La distribution d'intensité de ces raies est comparée à des modèles théoriques de formation H₂dans l'espace. Une partie de cette thèse traite également de la spectroscopie VUV à haute résolution de CO et de ses isotopes, en utilisant le spectromètre à transformée de Fourier disponible au synchroton SOLEIL. Cela complète le travail sur l'hydrogène dans le contexte plus large de l'astrochimie de petites molécules
The goal of this thesis is to understand the formation of molecular hydrogen in the interstellar medium (ISM) via laboratory experiments and astronomical observations. The experiments are performed with FORMOLISM, an ultra-high vacuum setup to study the formation of molecules in the ISM. We are interested in the energy disposal during the exhothermic recombination of two H atoms on a cryogenically cooled surface (< 10 K). Resonance Enhanced Multi-Photon Ionization ( REMPI 2 + 1) spectroscopy is used to probe the population of rovibrational levels in the ground electronic state of molecular hydrogen after formation. We have tested different surfaces of astrophysical relevance : amorphous and crystalline silicates, porous amorphous solid water, and a bare silicate pre-dosed with hydrogen molecules. We have confirmed the formation enhancement of molecular hydrogen on a surface pre-dosed with molecules and quantified D₂formation as a non-thermal desorption mechanism. We have also measured the ortho-to-para ratio of newly formed molecular hydrogen on p-ASW, finding that it corresponds to the value expected at statistical equilibrium at high temperature. Silicate analog surfaces (forsterite and fayalite) have been fabricated to test the influence of their morphology and chemical composition on hydrogen formation. We have found that newly formed molecular hydrogen leaves rotationally cooler (with respect to the molecular beam rotational temperature) from crystalline surfaces, and that it is unaffected when it scatters from amorphous surfaces. We have also detected nuclear spin conversion of molecular hydrogen absorbed on bare silicates. Observational predictions from these experiments are tested using long slit near infrared spectroscopy available at the VLT and Keck telescopes. Planetary nebulae with H₂ and X-ray emission were chosen as ideal targets. H₂transitions have been detected throughout our targets. The intensity distribution of these transitions will be compared to models of formation pumping spectra. In addition, part of this thesis addresses the VUV high-resolution spectroscopy of CO and its isotopologues, using the Fourier Transform Spectrometer at the SOLEIL synchroton. This complements the work on hydrogen in the wider context of the astrochemistry of small molecules
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Matar, Elie. "Interaction of atomic and molecular hydrogen on amorphous water ice surfaces mimicking interstellar dust." Cergy-Pontoise, 2009. http://biblioweb.u-cergy.fr/theses/09CERG0431.pdf.

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Abstract:
Parmi les différentes structures de l’univers existe ce qu’on appelle le milieu interstellaire (MIS). C’est un endroit où gaz et poussière co-existent et interagissent en parfaite harmonie. L’hydrogène moléculaire est l’espèce la plus abondante et de loin la plus importante du gaz interstellaire. Elle est à la base de trois sur quatre des molécules les plus essentielles à l’apparition de la vie : l’eau, le méthane, l’amine et le monoxyde de carbone. La physico-chimie du MIS qui mène à la formation de nouvelles molécules est divisée en deux : les réactions en phase gazeuse et les réactions sur les grains de poussière qui s’est révélée la voie de formation la plus efficace pour l’hydrogène moléculaire. Ce travail de thèse est une contribution expérimentale à l’étude de l’interaction et de la formation de l’hydrogène moléculaire sur les surface de glace d’eau amorphe qui couvrent les grains de poussière dans les nuages sombres du MIS. Dans ce but, en réunissant techniques ultravides, systèmes cryogéniques, jets atomiques et moléculaires, spectrométrie de masse et modélisation, plusieurs expériences ont été faites en utilisant le dispositif FORMOLISM (FORmation of MOLecules in the InterStellar Medium)
Among the different structures of the universe exists what we call the interstellar medium (ISM). It is a place where gas and dust coexist and interact in perfect harmony. In this medium, molecular hydrogen is the most abundant gaseous species and by far the most important one. It is the principal constituent of three of four molecules essential to the existence of life: water, methane, amine and carbon monoxide. The physico-chemistry of the ISM that leads to the formation of new molecules is divided in two: the gas-phase reactions and the gas-dust reactions. The second one being the most efficient route of molecular hydrogen in space. This thesis work is an experimental contribution to study the interaction and the formation of molecular hydrogen on the surface of amorphous water ice surfaces covering dust grains in dark clouds. For this, by uniting ultra-high vacuum techniques, cryogenic systems, atomic and molecular beams, mass spectroscopy and modelling, several experiments have been conducted by using the FOMOLISM experimental set-up (FORmation of MOLecules in the InterStellar Medium)
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4

Guillard, Pierre. "H2 magie : H2 as a major agent to galaxy interaction and evolution." Paris 11, 2009. http://www.theses.fr/2009PA112366.

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Abstract:
Ce travail est dédié à la compréhension de l'émission du dihydrogène dans les phases actives de l'évolution des galaxies. La découverte d'une nouvelle population de sources extragalactiques avec un spectre dans l'infrarouge moyen dominé par les raies d'émission de H2 est un résultat inattendu des observations spectroscopiques du satellite Spitzer. La faiblesse des bandes d'émission des poussières et des raies du gaz ionisé par rapport à celles de H2 indique la présence de grandes quantités de gaz H2 avec peu de formation d'étoiles, contrairement à ce qui est observée dans les galaxies standard. Une interprétation physique de l'émission H2 associée à une collision à grande vitesse entre galaxies dans le Stephan's Quintet (SQ) est d'abord présentée. La dissipation de l'énergie cinétique de la collision crée un milieu multi phases où des fragments de gaz moléculaire coexistent avec un plasma de gaz chaud émetteur en rayons X. Notre interprétation relie la structure multi phases du gaz post-choc à la structure en densité du gaz pré-choc. L'interaction dynamique entre les phases entretient un cycle où H2 se forme à partir de gaz atomique chaud qui se refroidit puis est excité de manière répétée avant d'être détruit. A ce cycle est associée une cascade énergétique où l'énergie cinétique du gaz alimente une turbulence supersonique dans le gaz moléculaire. Le rayonnement H2 est associé à la dissipation de l'énergie turbulente. Les résultats de nouvelles observations moyen-infrarouge et radio dans le choc de SQ sont présentés. Le gaz CO est extrêmement turbulent, ce qui pourrait expliquer pourquoi la formation stellaire est si peu efficace dans cet environnement
My main thesis work is to understand the origin of molecular Hydrogen (H2) emission in active phases of galaxy evolution. Spitzer space telescope observations reveal a new class of H2 -luminous galaxies with enhanced H2 line emission but where star formation is strongly suppressed. This is in sharp contrast with what is observed in standard star forming galaxies. The Stephan's Quintet (SQ) galaxy collision is a striking example I initially focus on. We present a scenario and a detailed model to account for the presence of H2 in the SQ giant shock, to characterize its physical state, and to describe its role as a cooling agent of a violent phase of galaxy interactions. In this scenario, the dissipation of the mechanical energy of the collision produces a multiphase medium where molecular gas fragments coexist with a hot (∼ 5 × 10^6 K), X-ray emitting plasma. Our model quantifies the gas cooling, dust destruction, H2 formation and emission in the postshock multiphase gas. The dynamical interaction between the ISM phases drives a cycle where H2 is formed out of atomic gas that cools, and is excited repeatedly before being destroyed. A cascade of energy is associated with this cycle, in which the mechanical energy powers supersonic turbulence within the molecular gas. The H2 emission is associated with the dissipation of this turbulent energy. New results of mid-infrared and radio observations in the SQ shock are presented. These observations reveal that dust and CO emission gas is associated with the warm H2 seen by Spitzer, and that this gas is in an unusual physical state where star formation is suppressed
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Saury, Eléonore. "Turbulence et instabilité thermique du milieu interstellaire atomique neutre : une approche numérique." Phd thesis, Université Paris Sud - Paris XI, 2012. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00784196.

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Abstract:
En Astrophysique, la compréhension du processus de formation d'étoiles reste l'une des principales questions. Elle est directement reliée à l'évolution du gaz interstellaire dans les galaxies, et en particulier aux processus de refroidissement et de condensation pour lesquels la turbulence et l'instabilité thermique jouent un rôle dominant. Ce travail se concentre sur l'évolution du gaz atomique et diffus qui fournit les conditions initiales à la formation des nuages moléculaires et se base sur une comparaison étroite entre observations à 21 cm et simulations numériques hydrodynamiques. Pour comprendre les rôles de l'instabilité thermique et de la turbulence dans la transition du gaz chaud (WNM, T ~ 8000 K, n = 0.5 cm-³) vers le gaz froid (CNM, T ~ 80 K, n = 50 cm-³), j'ai produit 90 simulations à basse résolution qui ont permis d'étudier l'influence de la densité initiale du WNM et de la compressibilité du forçage de la turbulence sur l'efficacité de la production de CNM. Un résultat important permet de conclure que le gaz chaud, dans les conditions de turbulence caractéristiques de ce qui est observé, ne transite pas vers le gaz froid quelque soit l'amplitude de la turbulence. Ces simulations à basse résolution ont aussi permis de déterminer quelles conditions initiales permettent de reproduire les propriétés déduites des observations telles que le nombre de Mach, la quantité de CNM en masse ou la dispersion de vitesse turbulente. Un processus de compression, que l'on peut reproduire soit en augmentant la densité initiale du WNM (n ≥ 1.5 cm-³) soit en appliquant un champ de forçage compressif, est nécessaire. Ces conditions initiales ont ensuite été utilisées pour produire deux simulations à haute résolution (1024³) pour lesquelles j'ai montré que les propriétés de la turbulence et de l'instabilité du milieu atomique neutre sont bien reproduites. Les histogrammes de température portent en effet la trace d'un milieu biphasique et les distributions de pression sont semblables aux observations. D'autre part, les spectres de puissance de la densité sont caractéristiques d'un milieu fortement contrasté alors que ceux de la vitesse restent caractéristiques d'une turbulence subsonique. Finalement, les structures froides de ces deux simulations reproduisent les relations masse-échelle et dispersion de vitesse-échelle observées dans les nuages moléculaires, suggérant que la structure des nuages moléculaires pourrait être héritée de celle des nuages de HI à partir desquels ils se sont formés. Le dernier aspect de mon travail est relié à la difficulté rencontrée lors de l'interprétation des données qui n'est possible qu'à partir de grandeurs projetées en deux dimensions. J'ai donc comparé en détails les deux simulations à haute résolution à des observations de cirrus en créant des observations artificielles à 21 cm. Les spectres d'émission et les cartes de densité de colonne ainsi produits sont semblables aux observations. De plus, les simulations donnant accès à l'information en trois dimensions, j'ai étudié les effets de l'auto-absorption dans la création de cartes de densité de colonne à partir de spectres de température de brillance. J'ai conclu de cette étude que l'auto-absorption ne peut être négligée mais qu'elle ne concerne que les lignes de visée les plus brillantes et les plus denses et que la correction habituellement appliquée sur les observations est efficace. Finalement, j'ai appliqué une méthode de décomposition en gaussiennes sur les spectres synthétiques. Cette méthode a pour objectif d'étudier les propriétés de chacune des deux phases thermiques du HI. Les résultats montrent qu'elle est prometteuse pour l'analyse des données de spectro-imagerie à 21 cm, bien que nécessitant des améliorations. Elle permet en effet de bien séparer les phases chaude et froide du milieu atomique et d'en déduire la distribution massique de chacune d'elles.
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Valdivia, Valeska. "Impact of radiative transfer and chemistry on the formation of molecular clouds." Thesis, Paris 6, 2015. http://www.theses.fr/2015PA066709/document.

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Abstract:
Le milieu interstellaire (MIS) est un système extrêmement complexe. Il correspond à une échelle intermédiaire entre les étoiles et les galaxies. Le gaz interstellaire est présent dans toute la galaxie, remplissant l’espace entre les étoiles. Une grande diversité de processus couplés, comme la gravité, le champs magnétiques, la turbulence et la chimie, participe à son évolution, faisant de la modélisation du MIS un problème ardu. Une description correcte du MIS nécessite un bon traitement des équations de la magnetohydrodynamique (MHD), de la gravité, du bilan thermique et de l’évolution chimique à l’intérieur du nuage moléculaire.L’objectif de ce travail de thèse est une meilleure compréhension de la formation et de l’évolution des nuages moléculaires, et plus particulièrement de la transition du gaz atomique en gaz moléculaire. Nous avons réalisé des simulations numériques de la formation des nuages moléculaires et de la formation de l’hydrogène moléculaire sous l’influence de la gravité et de la turbulence MHD, en utilisant des estimations précises de l’écrantage par les poussières et de l’auto-écrantage par la molécule H2. Ceci a été calculé grâce à une méthode en arbre, à même de fournir une rapide estimation des densités de colonne.Nous avons trouvé que l’hydrogène moléculaire se forme plus rapidement que prévu par les estimations classiques du fait de l’augmentation de densité locale provoquée par les fluctuations turbulentes du gaz. L’hydrogène moléculaire, formé à des densités plus élevées, peut alors migrer vers les régions plus chaudes et moins denses.Les densités de colonne totale d’hydrogène moléculaire montrent que la transition HI-H2 se produit à des densités de colonne de quelques 10^20 cm−2. Nous avons calculé les populations des niveaux rotationnels de H2 à l’équilibre thermique et intégré le long de plusieurs lignes de visée. Ces résultats reproduisent bien les valeurs observées par Copernicus et FUSE, suggérant que la transition observée et les populations excitées pourraient être une conséquence de la structure multi-phasique des nuages moléculaires. Comme la formation de H2 précède la formation des autres molécules, le H2 chaud pourrait permettre le développement d’espèces endothermiques et éventuellement expliquer certains aspects de la richesse moléculaire observée dans l’ISM
The interstellar medium (ISM) is a highly complex system. It corresponds to an intermediate scale between stars and galaxies. The interstellar gas is present throughout the galaxy, filling the volume between stars. A wide variety of coupled processes, such as gravity, magnetic fields, turbulence and chemistry, participate in its evolution, making the modeling of the ISM a challenging problem. A correct description of the ISM requires a good treatment of the magnetohydrodynamics (MHD) equations, gravity, thermal balance, and chemical evolution within the molecular clouds.This thesis work aims at a better understanding of the formation and evolution of molecular clouds, specially how they become "molecular", paying particular attention to the transition HI-to-H2. We have performed ideal MHD simulations of the formation of molecular clouds and the formation of molecular hydrogen under the influence of gravity and turbulence, using accurate estimates for the shielding effects from dust and the self-shielding for H2, calculated with a Tree-based method, able to provide fast estimates of column densities.We find that H2 is formed faster than predicted by the usual estimates due to local density enhancements created by the gas turbulent motions. Molecular hydrogen, formed at higher densities, could then migrate toward low density warmer regions.Total H2 column densities show that the HI-to-H2 transition occurs at total column densities of a few 10^20 cm−2. We have calculated the populations of rotational levels of H2 at thermal equilibrium, and integrated along several lines of sight. These two results reproduce quite well the values observed by Copernicus and FUSE, suggesting that the observed transition and the excited populations could arise as a consequence of the multi-phase structure of molecular clouds. As H2 formation is prior to further molecule formation, warm H2 could possibly allow the development of a warm chemistry, and eventually explain some aspects of the molecular richness observed in the ISM
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Bachellerie, Damien. "Formation d'hydrogène moléculaire sur des grains carbonés du milieu interstellaire : rôle de la surface, de sa relaxation, de sa morphologie." Phd thesis, Université Paris Sud - Paris XI, 2008. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00368417.

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Abstract:
La formation de H2 dans le milieu interstellaire, à partir de deux atomes H, est une question essentielle en astrophysique. Cette réaction exothermique qui a lieu à la surface d'un grain de poussière interstellaire est la première étape d'une suite de réactions primordiales pour la physico-chimie. Dans les nuages diffus et les régions de photodissociation, on invoque pour mécanisme de formation une réaction de catalyse hétérogène Eley Rideal, un des atomes étant chimisorbé. Les grains sont principalement carbonés et constitués notamment de graphite. Les travaux théoriques antérieurs effectués en géométrie réduite n'ont pas permis d'expliquer la formation de H2 dans les états rovibrationnels observés (v<5). Pour prendre en compte les degrés de liberté de tous les atomes, nous avons conçu à partir du potentiel de Brenner, un nouveau potentiel pour modéliser le système graphène-H-H avec lequel nous avons réalisé une étude de dynamique moléculaire classique de la formation de H2. Cette étude a été effectuée pour des énergies de collision d'atomes H incidents de 0.015eV à 0.2eV et pour des surfaces à 0, 10 et 30K. Un des résultats principaux est que la section efficace de réaction est directement reliée à l'allure du potentiel que voit l'atome H incident. De plus, il a été mis en évidence que la distribution rovibrationnelle obtenue en autorisant la relaxation de la surface correspond mieux à celle observée par les astrophysiciens (v < 6), la surface absorbant ~25% de l'énergie disponible. Des travaux étudiant l'influence de la présence d'un atome H supplémentaire sur la surface ou d'une possible structure poreuse des grains, sur la formation de H2, sont présentés en annexe.
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Ratajczak, Alexandre. "Echanges hydrogène/deutérium dans les glaces interstellaires : une origine de la deutération sélective." Phd thesis, Université de Grenoble, 2012. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00767169.

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Abstract:
Le milieu interstellaire (MIS) où se forment les étoiles est constitué de gaz très dilué dominé par l'hydrogène moléculaire, et de grains de poussière de taille submicrométrique. Ces poussières jouent un rôle crucial en atténuant la lumière des étoiles lointaines, protégeant ainsi les molécules du gaz des rayonnements ultra-violets, et en servant de catalyseurs à une chimie hétérogène à très basse température. Outre la synthèse de l'hydrogène moléculaire, la surface des grains permet de former des molécules organiques dites complexes comme le méthanol (CH3OH) à partir de l'hydrogénation (et la deutération) du monoxyde de carbone (CO). Les glaces ainsi formées participent à la complexification moléculaire du MIS et seront à terme intégrées au sein de disques de poussières, berceaux des astéroïdes, comètes et exo-planètes. L'objectif de cette thèse est l'étude des mécanismes d'échanges hydrogène-deuterium sur certains groupements fonctionnels de molécules organiques simples, méthanol par exemple, présentes à la surface ou dans les manteaux des grains interstellaires. La thèse est centrée sur une exploration expérimentale de ces processus en phase condensée, à l'aide d'une expérience de cryogénie synthétisant des glaces à très basse température (15K) couplée à un spectromètre infrarouge. Nous montrons que ces échanges se produisent avant la sublimation du manteau de glace sur des groupes fonctionnels capables d'établir des liaisons hydrogènes avec les molécules d'eau voisines. Le processus catalysant est vraisemblablement la cristallisation de la glace d'eau. Des études cinétiques nous permettent d'évaluer les énergies d'activation du transfert H/D (6745K) et de la transition amorphe-cristalline (8100K), et de déterminer la constante de vitesse d'échange dans le domaine de température 120-140~K. Cette constante de vitesse est, de plus, comparée à des calculs semi-classiques basés sur un traitement ab initio. En marge de ces expériences, des observations millimétriques de la molécule de méthanol en direction de proto-étoiles confirment une variabilité des abondances relatives des isotopologues simplement deutérés de cette molécule en fonction de la masse de la protoétoile.
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Noterdaeme, Pasquier. "Systèmes Lorentziens Lyman-α à grand décalage spectral : étude de l'hydrogène moléculaire." Paris 6, 2008. https://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00414784.

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Maillard, Vincent. "Modèle des fronts de photoevaporation dans les régions de formation d'étoiles." Electronic Thesis or Diss., Université Paris sciences et lettres, 2023. http://www.theses.fr/2023UPSLO003.

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Abstract:
Les conditions de formation des étoiles est un sujet central en astrophysique. Le taux de formation stellaire (SFR) est relié à la masse de gaz moléculaire par la relation de Schmidt-Kennicutt. Une étoile modifie son nuage parent grâce aux vents, jets et à son rayonnement, balayant son environnement, détruisant des sites de formation d’étoiles, mais pouvant aussi en compresser et déstabiliser, déclenchant la formation de nouvelles étoiles. Ma thèse s’est concentrée sur la rétroaction radiative, largement dominée par celle des étoiles massives. Cela crée une région ionisée en expansion au plus près de l’étoile, suivie d’une région où l’hydrogène moléculaire est dissocié (photodissociation region en anglais, ou PDR), trop chaude pour former des étoiles. De nombreux modèles physico-chimiques des PDRs cherchent un état stationnaire, négligeant la dynamique du gaz. Des observations Herschel en CO excité et ALMA (Atacama Large Millimeter Array) en CH+ et SH+ ont changé la vision stationnaire de la structure des PDRs en soulignant le rôle de la dynamique du gaz. Le bord des nuages se trouve être à haute pression, fortement corrélée à l’intensité du champ UV incident. Le mécanisme de photo-évaporation peut reproduire ces caractéristiques: avec l’évaporation à haute vitesse du gaz chaud ionisé, l’effet fusée fait se propager une onde de pression dans le nuage, expliquant les hautes pressions observées. Par l’érosion du nuage, la frontière avec le milieu ionisé, le front d’ionisation (IF), avance dans le milieu neutre. Les modèles PDRs tant numériques que théoriques doivent être mis à jour pour prendre en compte cette propagation de l’IF. Nous avons d’abord construit un modèle semi-analytique de la transition entre le gaz atomique et moléculaire (H/H2) tenant compte de l’avancement de l’IF. Nous avons montré que la largeur de la région atomique est réduite comparé à des modèles statiques. Elle peut même disparaître si la vitesse de l’IF dépasse une valeur seuil, menant à la fusion de l’IF et de la transition H/H2. Nous avons trouvé des formules pour estimer ce seuil ainsi que la colonne densité totale de H atomique. En comparant notre théorie avec des observations de PDRs, nous avons montré que les effets de la dynamique sont forts, en particulier pour les PDRs faiblement illuminées comme la nébuleuse de la Tête de Cheval. En préparation des observations JWST de H2, nous avons implémenté le calcul des populations des niveaux de H2 dans le code Hydra, un code hydro-dynamique dépendant du temps modélisant les PDRs en photo-évaporation. L’étude précédente nous a permis de conclure que les effets dynamiques amène du H2 dans une région plus chaude et plus illuminée. Le rapprochement de la transition H/H2 réduit l'intensité absorbée par les poussière, qui est alors convertie en pompage UV de H2 (amplification d'un facteur 6 trouvé pour la Barre d'Orion mais peu efficace dans la Tête de Cheval). En addition, nous avons étudié des observations ALMA de la Tête de Cheval à haute résolution spatiale montrant une grande proximité entre l’IF et la molécule CO, présente habituellement profondément dans le nuage. Nous trouvons une borne supérieure à la largeur de la région atomique à quelques centaines d’unités astronomiques. Nous trouvons que le code PDR statique et stationnaire de Meudon reproduit la largeur de la région atomique sous la contrainte, tout comme les modèles dynamiques. Ces observations ne permettent donc pas de contraindre les effets dynamiques.Nous avons effectué une étude d’observations à haute résolution spectrale de raies d’émission de H2 faites par le spectrographe IGRINS. Nous montrons que les rapports de raies contraignent peu les conditions physiques, mais que le peuplement des états de H2 est fortement influé par des relaxations induites par collision, contrairement à l'image classique d'une cascade majoritairement radiative après pompage UV
The conditions of formation of stars is a fundamental question of astrophysics. The star formation rate (SFR) is linked to the mass of molecular gas by the Schmidt-Kennicutt relation. However, a star applies some feedbacks on its parent cloud in the form of winds, jets and radiation. They sweep their environment, destroying other star formation sites, but can also compress and destabilize them, triggering the formation of new stars. My thesis focused on the radiative feedback, which is vastly dominated by the one of massive stars. It creates an expanding region where the gas is ionized close to the star, followed by a region where the chemistry is dominated by photons capable of dissociating molecular hydrogen (photodissociation region, or PDR) which includes a layer of atomic hydrogen, which is too hot to form stars. Its width informs us about the fraction of gaz unable to form stars. Numerous models describe the physics and chemistry of PDRs by looking for a stationary state, and neglecting the gas dynamics. However, new observations made by Hershel in excited CO, and by the Atacama Large Millimeter Array (ALMA) in CH+ and SH+ have changed the stationary vision of PDR structure by highlighting the role of the gas dynamics. The edge of clouds is found to be a high-pressure environment, which is strongly correlated to the impinging UV field intensity. The photo-evaporation mechanism is capable of reproducing those features: with the high-speed evaporation of hot ionized gas, the rocket effect makes a pressure wave propagate inside the cloud, explaining the high pressures observed. By the erosion of the cloud, the border withe the ionized medium, the ionization front (IF) advances into the neutral medium. PDR models have to be updated to take into account the propagation of the IF.We built a semi-analytical model of the transition between atomic and molecular gas (H/H2) including the advancing IF. We obtained that the width of the atomic region is reduced compared to static models. It can also disappear if the IF velocity exceeds a threshold value, leading to the merging of the IF and the H/H2 transition. We found analytical formulas to estimate this threshold as well as the total column density of atomic H. By comparing our theory to PDRs observations, we showed that the dynamical effects are strong, especially in the case of weakly illuminated PDRs such as the Horsehead.To prepare for the JWST observations of H2, we have implemented the computation of H2 levels in the Hydra code, which is a hydro-dynamic, time dependent code that models the physics and chemistry of photo-evaporating PDRs. The precedent study allowed to conclude that dynamical effects bring some H2 in a hotter and more illuminated region. The reduction of the IF-H/H2 distance reduces the intensity absorbed by dust, which is then converted to UV-pumping of H2 (amplification by a factor 6 for the Orion Bar, but not efficient in the Horsehead).In addition, we studied ALMA observations of the Horsehead with high spatial resolution. They show a great proximity between the IF and the CO line emission, usually present deep in the cloud. We find an upper limit of a few hundred astronomical units for the width of the atomic region. We find that isobaric, static and stationary Meudon PDR models reproduce the width of the atomic region within the limit found, and so does the dynamical models. These observations therefore do not allow us ton constrain dynamical effects.We performed a study on high spectral resolution observations of rotation-vibration lines of H2 made by the IGRINS spectrograph. We show that the line ratios do not constrain well the physical conditions, but that the population of the states of H2 are much influenced by relaxation rates induced by collisions, unlike the classical picture of a cascade mainly dominated by radiation after the UV pumping
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Books on the topic "Hydrogène interstellaire"

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1940-, Burton W. B., ed. Atlas of galactic neutral hydrogen. Cambridge: Cambridge University Press, 1997.

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David, Skillman Evan, and University of Minnesota, eds. The Minnesota lectures on extragalactic neutral hydrogen: A series of lectures presented at the University of Minnesota, Minneapolis, Minnesota, from 27 March 1994 [i.e. 1995] to 2 June 1994 [i.e. 1995]. San Francisco, Calif: Astronomical Society of the Pacific, 1996.

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3

M, Hobbs L., Shull J. Michael, and United States. National Aeronautics and Space Administration., eds. The extent of the local HI halo. [Washington, D.C.?: National Aeronautics and Space Administration?, 1985.

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4

Keith, Jahoda, McCammon Dan, and United States. National Aeronautics and Space Administration., eds. The structure of galactic HI in directions of low total column density. [Washington, D.C.?: National Aeronautics and Space Administration?, 1985.

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5

Searching for water in the universe. New York: Springer, 2007.

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6

United States. National Aeronautics and Space Administration., ed. The distance to the high velocity clouds of neutral hydrogen. [Washington, DC: National Aeronautics and Space Administration, 1992.

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7

E, Wood Brian, and United States. National Aeronautics and Space Administration., eds. The [alpha] Centauri line of sight: D/H ratio, physical properties of local interstellar gas, and measurement of heated hydrogen (the "hydrogen wall") near the heliopause. [Washington, DC: National Aeronautics and Space Administration, 1996.

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8

Hartmann, Dap. The Leiden/Dwingeloo survey of galactic neutral hydrogen. Leiden: Sterrewacht Leiden, 1994.

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Hartmann, Dap. The Leiden/Dwingeloo survey of galactic neutral hydrogen. Leiden: Sterrewacht Leiden, 1995.

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10

United States. National Aeronautics and Space Administration., ed. Theoretical studies of interstellar processes: Final report, December 1, 1991-February 28, 1995. Lexington, MA: Institute for Scientific Research, 1995.

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Book chapters on the topic "Hydrogène interstellaire"

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Verschuur, Gerrit. "Interstellar Neutral Hydrogen." In Astronomers' Universe, 71–83. Cham: Springer International Publishing, 2015. http://dx.doi.org/10.1007/978-3-319-13422-2_6.

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2

Gatley, Ian, and Norio Kaifu. "Infrared Observations of Interstellar Molecular Hydrogen." In Astrochemistry, 153–66. Dordrecht: Springer Netherlands, 1987. http://dx.doi.org/10.1007/978-94-009-4774-0_27.

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3

Whang, Y. C. "Moment Equation Description of Interstellar Hydrogen." In The Heliosphere in the Local Interstellar Medium, 387–92. Dordrecht: Springer Netherlands, 1996. http://dx.doi.org/10.1007/978-94-009-1782-8_39.

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Tielens, A. G. G. M., L. J. Allamandola, J. R. Barker, and M. Cohen. "The Hydrogen Coverage of Interstellar PAHs." In Polycyclic Aromatic Hydrocarbons and Astrophysics, 273–86. Dordrecht: Springer Netherlands, 1987. http://dx.doi.org/10.1007/978-94-009-4776-4_23.

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5

Dickey, John M. "Measuring Atomic Hydrogen Masses Using the 21-cm Line." In The Interstellar Medium in Galaxies, 473–82. Dordrecht: Springer Netherlands, 1990. http://dx.doi.org/10.1007/978-94-009-0595-5_19.

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Kulkarni, Shrinivas R., and Carl Heiles. "Neutral Hydrogen and the Diffuse Interstellar Medium." In Astronomy and Astrophysics Library, 95–153. New York, NY: Springer New York, 1988. http://dx.doi.org/10.1007/978-1-4612-3936-9_3.

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7

Ruciński, Daniel, and M. Bzowski. "Modelling of the Interstellar Hydrogen Distribution in the Heliosphere." In The Heliosphere in the Local Interstellar Medium, 265–76. Dordrecht: Springer Netherlands, 1996. http://dx.doi.org/10.1007/978-94-009-1782-8_28.

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Phillips, Timothy R., and Sheldon Green. "Excitation of Interstellar Water by Ortho-and Para-Hydrogen." In Circumstellar Matter 1994, 537–38. Dordrecht: Springer Netherlands, 1995. http://dx.doi.org/10.1007/978-94-011-0147-9_132.

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Lin, Jingsu, and Gianfranco Vidali. "Laboratory Investigations of Hydrogen Recombination Reactions on Interstellar Dust Grain Analogues." In The Cosmic Dust Connection, 323–32. Dordrecht: Springer Netherlands, 1996. http://dx.doi.org/10.1007/978-94-011-5652-3_25.

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10

Verschuur, Gerrit L. "Interstellar Neutral Hydrogen Filaments at High Galactic Latitudes and the Bennett Pinch." In Plasma Astrophysics and Cosmology, 187–98. Dordrecht: Springer Netherlands, 1995. http://dx.doi.org/10.1007/978-94-011-0405-0_18.

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Conference papers on the topic "Hydrogène interstellaire"

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Vidali, G., D. Jing, and J. He. "Hydrogen and water in the interstellar medium." In FIRST INTERNATIONAL CONFERENCE ON CHEMICAL EVOLUTION OF STAR FORMING REGION AND ORIGIN OF LIFE: Astrochem2012. AIP, 2013. http://dx.doi.org/10.1063/1.4812598.

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Izmodenov, Vladislav V., Rosine Lallement, and Yury G. Malama. "Heliospheric interface filtration of the interstellar hydrogen." In The solar wind nine conference. AIP, 1999. http://dx.doi.org/10.1063/1.58828.

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Medvedev, M. G., A. B. Ostrovskii, and A. I. Vasyunin. "Stochastic on-lattice simulation of H2 formation on interstellar grains." In Всероссийская с международным участием научная конференция студентов и молодых ученых, посвященная памяти Полины Евгеньевны Захаровой «Астрономия и исследование космического пространства». Ural University Press, 2021. http://dx.doi.org/10.15826/b978-5-7996-3229-8.10.

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Abstract:
We realized stochastic model evaluating efficency of recombination H2 in interstellar medium based on the approach of the continious-time random walk on two-dimentional lattice. This method allows to model inhomogeneous surfaces. We estimate recombination efficiensy as a function of model parameters. The influence of uncertainty of diffusion/desorption energy ratio on molecular hydrogen recombination was considered also.
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Pauls, H. L., G. P. Zank, and L. L. Williams. "Solar wind/local interstellar medium interaction including charge exchange with neutral hydrogen." In Proceedings of the eigth international solar wind conference: Solar wind eight. AIP, 1996. http://dx.doi.org/10.1063/1.51443.

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Green, James C., Patrick Jelinsky, and Stuart Bowyer. "The ratio of neutral helium to neutral hydrogen in the local interstellar medium." In Cosmic abundances of matter. AIP, 1989. http://dx.doi.org/10.1063/1.37979.

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Verschuur, G. L. "Further evidence for the critical ionization velocity signature in interstellar neutral hydrogen emission profiles." In The 33rd IEEE International Conference on Plasma Science, 2006. ICOPS 2006. IEEE Conference Record - Abstracts. IEEE, 2006. http://dx.doi.org/10.1109/plasma.2006.1707331.

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Amiaud, L., F. Dulieu, S. Baouche, J. H. Fillion, A. Momeni, and J. L. Lemaire. "Isotopic Segregation of Molecular Hydrogen on Water Ice Surface at Low Temperature: Importance for Interstellar Grain Chemistry." In ASTROCHEMISTRY: From Laboratory Studies to Astronomical Observations. AIP, 2006. http://dx.doi.org/10.1063/1.2359539.

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Franchini, Mariagrazia, Carlo Morossi, and G. Vladilo. "Determining interstellar hydrogen and deuterium column densities by means of the Lyman channel of the SPECTRUM UV Rowland spectrograph: a pre-launch feasibility study." In SPIE's 1996 International Symposium on Optical Science, Engineering, and Instrumentation, edited by Pierre Y. Bely and James B. Breckinridge. SPIE, 1996. http://dx.doi.org/10.1117/12.255103.

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Satonkin, N. A., A. B. Ostrovsky, K. Kalnin, G. S. Fedoseev, and A. I. Vasyunin. "Three-dimensional modeling of the formation of molecular hydrogen on the surface of an interstellar dust grain by the off-lattice Monte Carlo method." In ASTRONOMY AT THE EPOCH OF MULTIMESSENGER STUDIES. Proceedings of the VAK-2021 conference, Aug 23–28, 2021. Crossref, 2022. http://dx.doi.org/10.51194/vak2021.2022.1.1.065.

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Haupa, Karolina, Yuan-Pern Lee, and Gyorgy Tarczay. "APPLICATIONS OF H-ATOM QUANTUM-DIFFUSION REACTIONS IN SOLID PARA-HYDROGEN TO ASTROCHEMICAL STUDIES: FINDING A MYSTERIOUS LINK BETWEEN INTERSTELLAR ISOCYANIC ACID [HNCO] AND FORMAMIDE [H2NC(O)H]." In 74th International Symposium on Molecular Spectroscopy. Urbana, Illinois: University of Illinois at Urbana-Champaign, 2019. http://dx.doi.org/10.15278/isms.2019.ta06.

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