Dissertations / Theses: 'Hydrogène interstellaire'

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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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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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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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Troscompt, Nicolas. "Excitation collisionnelle du formaldéhyde interstellaire : théorie et observations." Phd thesis, Grenoble 1, 2009. http://www.theses.fr/2009GRE10213.

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Abstract:

L'hydrogène moléculaire est la molécule la plus simple et la plus répandue dans l'Univers. Elle se présente sous deux formes, ortho- et para- H2correspondant aux différents alignements des spins de ses deux noyaux. Le rapport ortho/para de H2 est un paramètre essentiel pour comprendre les processus collisionnels inélastiques et réactifs dans les milieux astrophysiques moléculaires. Dans cette thèse, nous nous sommes intéressés à la détermination de ce rapport dans les nuages sombres, régions où H2 ne peut pas être observée directement. Dans ce but, nous avons utilisé la molécule de formaldéhyde (H2CO) dont l'excitation rotationnelle dans ces sources est dominée par les collisions avec H2. Une transition particulière a été choisie pour cette étude : la raie à 6 cm (4,8 GHz) de ortho-H2CO observée en absorption devant le fond diffus cosmologique. Si des études précédentes ont montré que cette absorption (antimaser) peut être expliquée par des effets collisionnels, aucune n'a étudié jusqu'à présent l'impact des formes ortho- et para-H2 sur l'absorption. Nous présentons, dans un premier temps, nos calculs haute-précision des taux d'excitation rotationnelle entre (ortho-,para-)H2CO et (ortho-,para-)H2. Nous montrons qu'il existe des différences significatives sur les taux de collisions selon le type de projectiles, et en particulier qu'il existe des différences entre ortho- et para-H2. Nous présentons ensuite l'utilisation de ces taux dans un modèle de transfert radiatif afin de reproduire les observations que nous avons menées au Green Bank Telescope sur la transition a 6 cm de ortho-H2CO en direction de 3 nuages sombres (B68, L134N et TMC-1). Nous montrons que les différences dans les taux de collisions calculés avec ortho- et para-H2 ont un impact significatif sur les simulations, nous permettant ainsi d'apporter des contraintes sur la valeur du rapport ortho/para de H2 dans ces milieux. Nous traitons en particulier l'exemple de B68, prototype de c\oe ur pre-stellaire
Molecular hydrogen is the simplest and most abundant molecule in the Universe. Owing to the possible different nuclear spin alignments, it presents two forms, ortho- and para-H2. The ortho-to-para ratio of H2 is a fundamental parameter to understand the (inelastic and reactive) collisional processes in molecular astrophysical media. In this thesis, we focus on the determination of the ortho-to-para ratio of H2 in dark clouds, where H2 cannot be directly observed. To this aim, we use the formaldehyde molecule (H2CO) whose rotational excitation in these sources is dominated by H2 collisions. A peculiar transition has been selected in our study: the 6-cm transition (4. 8 GHz) of ortho-H2CO observed in absorption against the cosmic microwave background. Previous studies have shown that collisional effects can explain this (antimaser) absorption but the impact of the ortho- and para- form of H2 on this absorption has been so far ignored. We first present high-precision computations of the (de)excitation rates of (ortho-, para-) H2CO by (ortho-, para-)H2. Significant differences are observed between ortho- and para-H2 rates. We then use these collisional rates in radiative transfer calculations in order to model 6-cm observations carried out with the Green Bank Telescope towards 3 different dark clouds (B68, L134N and TMC-1). We show that the differences in para and ortho-H2 collisional rates have a significant impact on the modeling, allowing us to put interesting constraints on the ortho-to-para ratio of H2 in dark clouds. We consider in detail the example of B68, prototype of pre-stellar cores

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Troscompt, Nicolas. "Excitation Collisionnelle du formaldéhyde interstellaire : Théorie et Observations." Phd thesis, Grenoble 1, 2009. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00454581.

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Abstract:

L'hydrogène moléculaire est la molécule la plus simple et la plus répandue dans l'Univers. Elle se présente sous deux formes, ortho- et para- H$_2$, correspondant aux différents alignements des spins de ses deux noyaux. Le rapport ortho/para de H$_2$ est un paramètre essentiel pour comprendre les processus collisionnels inélastiques et réactifs dans les milieux astrophysiques moléculaires. Dans cette thèse, nous nous sommes intéressés à la détermination de ce rapport dans les nuages sombres, régions où H$_2$ ne peut pas être observée directement. Dans ce but, nous avons utilisé la molécule de formaldéhyde (H$_2$CO) dont l'excitation rotationnelle dans ces sources est dominée par les collisions avec H$_2$. Une transition particulière a été choisie pour cette étude : la raie à 6 cm (4,8 GHz) de ortho-H$_2$CO observée en absorption devant le fond diffus cosmologique. Si des études précédentes ont montré que cette absorption (antimaser) peut être expliquée par des effets collisionnels, aucune n'a étudié jusqu'à présent l'impact des formes ortho- et para-H$_2$ sur l'absorption. Nous présentons, dans un premier temps, nos calculs haute-précision des taux d'excitation rotationnelle entre (ortho-,para-)H$_2$CO et (ortho-,para-)H$_2$. Nous montrons qu'il existe des différences significatives sur les taux de collisions selon le type de projectiles, et en particulier qu'il existe des différences entre ortho- et para-H$_2$. Nous présentons ensuite l'utilisation de ces taux dans un modèle de transfert radiatif afin de reproduire les observations que nous avons menées au Green Bank Telescope sur la transition a 6 cm de ortho-H$_2$CO en direction de 3 nuages sombres (B68, L134N et TMC-1). Nous montrons que les différences dans les taux de collisions calculés avec ortho- et para-H$_2$ ont un impact significatif sur les simulations, nous permettant ainsi d'apporter des contraintes sur la valeur du rapport ortho/para de H$_2$ dans ces milieux. Nous traitons en particulier l'exemple de B68, prototype de c\oe ur pre-stellaire.

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Sanglar, Stéphane. "Etude cinétique de réactions du phénol et du naphtalène d'intérêt en chimie de l'atmosphère et en chimie interstellaire." Bordeaux 1, 2007. http://www.theses.fr/2007BOR13476.

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Abstract:

Ce travail de thèse a eu pour objectif dans une première partie l'étude des premières étapes de l'oxydation du phénol et du naphtalène en phase gazeuse, en particulier l'étude cinétique de leurs réactions avec le radical hydroxyle OH en présence d'oxygène, réactions d'intérêt en chimie atmosphérique. Dans une deuxième partie, l'étude de la réaction du naphtalène avec l'hydrogène atomique a été effectuée à l'aide d'un nouvel appareillage expérimental couplant un réacteur à écoulement rapide à un spectomètre de masse à temps de vol, spécialement finalisé dans ce travail. Cette étude a consisté en la détermination de la cinétique de cette réaction et en l'étude de son mécanisme amenant à la formation d'hydrogène moléculaire, d'un grand intérêt en chimie interstellaire.

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Guillard, Pierre. "L'Hydrogène moléculaire dans l'évolution des galaxies." Phd thesis, Université Paris Sud - Paris XI, 2009. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00448403.

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Abstract:

Ce travail est dédié à la compréhension de l'émission du dihydrogène (H2 ) 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 (jusqu‘à 10^10 M⊙ au centre des amas de galaxies) 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 (1000 km/s) 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 molécu- laire coexistent avec un plasma de gaz chaud (∼ 5 × 10^6 K) 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. L'émission de la poussière et du gaz CO associé au gaz H2 est détectée. Le gaz CO est extrêmement turbulent, ce qui pourrait expliquer pourquoi la formation stellaire est si peu efﬁcace dans cet environnement. Pour tester notre interprétation de l'émission de H2 , les résultats de la modélisation de l'émission de la poussière associée au gaz H2 , ainsi que les perspectives observationelles apportées par le satellite Herschel, sont discutés. Ces observations et ce travail théorique inscrivent l'étude du gaz moléculaire dans le cadre de la formation et de l'évolution des galaxies. Les mêmes caractéristiques d'émission H2 sont observées dans les interactions entre galaxies, la rétroaction de la formation stellaire et celle des noyaux actifs de galaxies sur le milieu interstellaire, ainsi que l'accrétion de gaz dans les amas. Un dénominateur commun de ces phases violentes de l'évolution des galaxies est la libération d'énergie mécanique en quantité sufﬁsante pour affecter globalement le milieu interstellaire. Cette interprétation est étendue à l'émission H2 des radio-galaxies où le jet relativiste est la source d'énergie mécanique. Dans les deux cas, le gaz moléculaire apparaît comme un acteur de l'évolution dynamique des galaxies en amont de la formation stellaire. Cette thèse présente également un travail d'analyse des tests de qualité optique réalisés au CEA sur l'instrument MIRI, une caméra moyen-infrarouge qui sera intégrée sur le futur télescope spatial JWST. Cet instrument permettra d'étendre ce travail de thèse à haut redshift, pour comprendre l'impact du gaz moléculaire sur l'évolution des galaxies lorsque l'Univers était plus jeune. Cette étude servira de base pour de futurs programmes d'observations avec le JWST.

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Ciurlo, Anna. "Physical and dynamical conditions of the molecular gas in the central parsec of the Galaxy." Sorbonne Paris Cité, 2015. https://theses.hal.science/tel-01540979.

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Abstract:

Dans le parsec central de la Galaxie l'environnement du trou noir (Sgr A*) présente un cluster d'étoiles jeunes et deux structures de gaz : le Disque Circumnucléaire, moléculaire, et la Minispirale, ionisée. Nous avons investigué la présence du gaz neutre dans la cavité centrale du CND, où s'étale la Minispirale, pour décrire la distribution et les propriétés du H2 dans cet environnement ionisé. Cette étude a été menée à travers un cube de données de spectro-imagerie en infrarouge proche, observé par SPIFF1 au VLT. Pour conserver la résolution spatiale et éviter les effets de bords nous avons appliqué une nouvelle méthode qui consiste en un ajustement 3D¬regularisé. Nous présentons les cartes en haute résolution spatiale et spectrale du flux, vitesse et largeur de plusieurs raies de H2. Le rapport entre deux raies de H2 fournit l'extinction et permet de corriger les cartes de flux ainsi que d'observer les effets d'extinction locale et en avant-plan. Le gaz moléculaire est détecté partout. Nous avons aussi appliqué une méthode classique d'ajustement pour comparer les intensités relatives des raies de H2. Cela permet de tracer les diagrammes d'excitation et d'estimer la température, masse et densité des structures observées. En correspondance du CND l'émission observée provient d'une couche mince de gaz chaud et thermalisé à la surface de nuages denses. Dans la région centrale l'émission n'est pas thermalisée et provient de l'intérieur du nuage du Bras Nord ainsi que du milieu diffus de la cavité. Une forte déviation de l'équilibre thermodynamique est observée au bord de la Minicavité et ça pourrait être lié aux processus de formation et de destruction rapide de H2
In the central parsec of the Galaxy the environment of the black hole (Sgr A*) presents a young star cluster and two different gas structures: the molecular Circumnuclear Disc (CND) and the ionized Minispiral. We have investigated the presence of neutral gas in the central cavity of the CND, where the ionized Minispiral lies, in order to describe H2 distribution and properties in this ionized environment. This study is carried out through a near-infrared spectro-imaging data cube of the central cavity observed with SPIN-1 on the VLT. These observations cover several 1-121ines. In order to preserve the spatial resolution and avoid edge effects we applied a new line fitting method, which consists in a regularized 3D-fit. We present high spatial and spectral resolution maps of the intensity, velocity and width of several H2 fines. The ratio of two H2 lines provides the extinction estimation and allows correcting the flux maps and observing the effect of the foreground and local extinction. Molecular gas is detected everywhere. We also applied a more classical spectroscopie model fitting to compare the relative strength of the 112 fines. This allows to trace the excitation diagrams and to estimate the temperature, mass and densities of the observed features. In correspondence of the CND the observed emission arises from a hot, thermalized, thin layer at the surface of the dense clouds. In the central region the emission is not thermalized and arises from the bulk of the Northern Arm cloud and from the diffuse medium inside the cavity. A strong deviation from thermal equilibrium is detected near the Minicavity and it might be due to H2 constantly formed and destroyed

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Russeil, Delphine. "Etude multispectrale des régions d'hydrogène ionisé dans notre galaxie." Aix-Marseille 1, 1998. http://www.theses.fr/1998AIX11031.

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Abstract:

Cette these presente l'etude multilongueur d'onde des regions d'hydrogene ionise de notre galaxie appliquee a l'etude de sa structure a grande echelle. Determiner la structure spirale de notre galaxie necessite de determiner la distribution spatiale des complexes de formation stellaire, entites communement identifiees comme etant les traceurs de la structure spirale dans les autres galaxies. Les complexes de formation stellaire rassemblent les objets jeunes tels que les nuages moleculaires parentaux, les regions hii, les etoiles jeunes et l'emission ionisee diffuse. Nous avons donc delimite et repertorie ces complexes et determine leur vitesse et leur distance. Pour rassembler ces differents objets en complexes et determiner leur distance nous avons effectue une etude multilongueur d'onde (radio continuum, raies de recombinaison optique et radio, infrarouge, raie moleculaire co, contenu stellaire jeune ). L'association physique de ces objets n'est possible que par l'intermediaire de l'etude detaillee des vitesses radiales dans des zones etendues du ciel. En particulier, l'emission halpha du gaz ionise permet de faire le lien entre la vitesse des nuages moleculaires parentaux et la distance des etoiles excitatrices des regions hii associees. C'est dans ce cadre qu'un sondage halpha du plan galactique sud a ete mene. L'instrument, dote d'un interferometre de fabry-perot a balayage (veritable scanner 3d) permet d'avoir en chaque point du champ l'information cinematique. . . . . .

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Khalil, André. "Analyse structurelle de l'hydrogène neutre dans la voie lactée." Thesis, Université Laval, 2004. http://www.theses.ulaval.ca/2004/22165/22165.pdf.

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Abstract:

Les étoiles vivent et meurent en rejetant de la matière dans le milieu interstellaire (MIS) et elles naissent à l’intérieur de celui-ci. Nous avons analysé la composante d’hydrogène neutre du MIS. Nos données proviennent de la partie canadienne de l’International Galactic Plane Survey qui vise l’imagerie spectroscopique de l’hydrogène neutre du plan de notre galaxie. Nous avons utilisé deux outils mathématiques d’analyse d’images: la technique d’Espaces Métriques (TEM) et la méthode des Maxima du Module de la Transformée en Ondelettes (MMTO). La TEM est un formalisme mathématique d’analyse d’images qui permet de comparer quantitativement la complexité des objets étudiés. Nous avons amélioreré l’outil aux niveaux mathématique et technique avant de l’utiliser pour caractériser la complexité de 28 régions d’hydrogéne neutre. Aprés avoir classé les 28 objets, nous avons trouvé des corrélations entre ce classement et les propriétés physiques des objets sous-jacents, dont: (1) Plus le flux des photons UV est élevé, plus la région de H i photodissociée est complexe; et (2) la complexité des régions H i augmente avec l’ˆage des restes de supernovae auxquels elles sont associées. La méthode MMTO est un formalisme multifractal basé sur la transformée en ondelettes. Nos résultats obtenus à partir de cette méthode concernent les propriétés multifractales et anisotropes de l’hydrogène neutre dans notre galaxie. Les nuages terrestres exhibent des propriétés multifractales. Nous avons démontré que l’hydrogène neutre du disque de notre galaxie est monofractal. En analysant séparément les bras spiraux et les milieux inter-bras, nous avons découvert une signature anisotrope et que les structures horizontales sont plus complexes que les structures verticales. Cette anisotropie est indépendante de l’échelle pour les inter-bras tandis qu’elle est dépendante de l’échelle pour les bras spiraux. Les hypothèses investiguées pour obtenir une explication physique sont: le gradient de distribution en z (“scale-height gradient”), l’onde de densité, l’activité de formation d’étoiles, la photo-lévitation de nuages poussiéreux, les mouvements aléatoires de nuages H i, la corrugation et la turbulence.
Stars live and die by rejecting matter in the interstellar medium (ISM), where they were born. We have analyzed the neutral hydrogen component of the ISM. The data come from the Canadian portion of the International Galactic Plane Survey which aims the spectroscopic imaging of the neutral hydrogen from our Galaxy. We have used two mathematical image analysis tools: Metric Space Technique (MST) and the Wavelet Transform Modulus Maxima (WTMM) method. The MST is an image analysis mathematical formalism that allows one to quantitatively compare the complexity of the studied objects. We have improved the tool mathematically and technically before using it to characterize the complexity of 28 neutral hydrogen regions. After classifying the 28 objects, we have found some correlations between this ranking and the physical properties of the underlying objects, for example: (1) The complexity of the photodissociated neutral hydrogen regions increases with the flux of UV photons; and (2) the complexity of neutral hydrogen regions increases with the age of the supernovae remnants to which they are associated. The WTMM method is a multifractal formalism based on the wavelet transform. The results we obtain from this method concern the multifractal and anisotropic properties of neutral hydrogen in our Galaxy. Earth clouds exhibit multifractal properties. We have shown that the neutral hydrogen from our galactic disk is monofractal. By analyzing separately spiral arms and the inter-arm regions, we have discovered an anisotropic signature and that the horizontal structures and more complex than the vertical structures. This anisotropy is independent of scale for the inter-arms while it is depedent of scale for the spiral arms. The investigated hypotheses to obtain some physical explanations are: the scale-height gradient, the density wave, star formation activity, photo-levitation of dusty clouds, random motions of neutral hydrogen clouds, corrugation and turbulence.

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Barriault, Léo. "Étude de la transition entre le gaz atomique et le gaz moléculaire dans deux cirrus de la boucle céleste nord." Thesis, Université Laval, 2010. http://www.theses.ulaval.ca/2010/27486/27486.pdf.

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Noterdaeme, Pasquier. "Systèmes Lorentziens Lyman-alpha à grand décalage spectral: Etude de l'hydrogène moléculaire." Phd thesis, Université Pierre et Marie Curie - Paris VI, 2008. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00414784.

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Abstract:

Les systèmes Lorentziens Lyman-alpha à grand décalage spectral, observés en absorption sur la ligne de visée de quasars, sont les signatures spectrales du milieu interstellaire dans l'Univers lointain. Peu d'outils sont cependant à notre disposition pour comprendre les propriétés physiques des objets associés. Une technique qui se base sur de la physique bien comprise et qui a été largement appliquée au milieu interstellaire local est l'étude de l'hydrogène moléculaire. Les propriétés radiatives et collisionnelles spécifiques de cette molécule en font une sonde très sensible aux conditions physiques du gaz.

Dans cette thèse, j'étudie la présence d'hydrogène moléculaire dans le milieu interstellaire à grand décalage spectral en m'appuyant sur un échantillon unique de systèmes Lorentziens Lyman-alpha observés à grand rapport signal-à-bruit et haute résolution spectrale. Je présente des travaux dont l'objectif est de comprendre les propriétés et les conditions physiques du gaz neutre associé à ces systèmes (température, densité, composition chimique, fraction moléculaire, contenu en poussières, intensité du champ de radiation incident).

J'effectue en parallèle une recherche systématique et une étude statistique des systèmes Lorentziens afin de mesurer le contenu en gaz neutre de l'Univers, caractériser sa distribution et son évolution au cours du temps et contraindre ainsi la formation des galaxies.

Je montre enfin la possibilité de détecter et d'étudier d'autres molécules telles que l'hydrogène moléculaire deutéré et le monoxyde de carbone dans le milieu interstellaire à grand décalage spectral. Les outils d'analyse automatique de spectres développés dans cette thèse ont conduit à la première détection de CO dans un tel milieu, ouvrant la voie à l'astrochimie du milieu interstellaire dans l'Univers lointain.

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Martin-Zaidi, Claire. "Etude dans l'ultraviolet lointain de la composante gazeuse de l'environnement circumstellaire des étoiles Ae/Be de Herbig -- L'hydorgène moléculaire." Phd thesis, Université de Provence - Aix-Marseille I, 2005. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00011721.

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Abstract:

L'étude de l'hydrogène moléculaire est fondamentale pour une meilleure compréhension des mécanismes de formation stellaire et planétaire. En effet, le H2 est la molécule la plus abondante dans l'environnement circumstellaire des étoiles jeunes, et permet
donc d'estimer les quantités totales de gaz disponibles à chaque étape de l'évolution de la protoétoile vers la séquence principale. Dans ce contexte, j'ai mené une étude sur la composante gazeuse, et en particulier sur l'hydrogène moléculaire, dans l'environnement circumstellaire d'un échantillon d'étoiles pré-séquence principale, dites étoiles Ae/Be de Herbig, à différents stades de leur évolution vers la séquence principale.

A partir des spectres observés par le satellite FUSE dans
l'ultraviolet lointain, j'ai mis en évidence plusieurs mécanismes d'excitation de l'hydrogène moléculaire qui sont clairement corrélés à la structure de l'environnement circumstellaire. En particulier, pour les étoiles de type Be, qui sont les plus jeunes de l'échantillon, les diagrammes d'excitation de l'hydrogène moléculaire circumstellaire peuvent être assez bien reproduits par un modèle de région de photodissociation. Mon analyse montre que ces étoiles sont entourées d'une enveloppe circumstellaire, reste
du nuage dans lequel elles se sont formées. Les étoiles de type Ae/B9 de l'échantillon, connues pour être entourées de disques, forment un groupe plus hétérogène. Pour la plupart de ces étoiles, du fait des angles d'inclinaison, le gaz présent dans les disques est très rarement observé car la ligne de visée ne traverse pas les disques. Lorsque du H2 d'origine circumstellaire
est observé, j'ai mis en évidence la présence d'un milieu chaud très proche de l'étoile, excité par collisions. En utilisant un modèle de disque ouvert et en supposant que la poussière et le gaz sont couplés, j'ai montré que le gaz chaud que l'on observe ne se situe pas dans le disque, mais peut avoir plusieurs origines. Le gaz chaud peut provenir d'une région chaude de type chromosphère étendue ou de la photoévaporation du disque.

Ces différences de structure dans l'environnement circumstellaire des étoiles de Herbig Ae et Be reflètent la différence d'évolution de ces deux groupes d'étoiles. En effet, cette structuration différente du milieu circumstellaire peut être expliquée par une évolution plus rapide des étoiles de Herbig de type Be qui sont associées à de plus forts champs de rayonnement.

Ces résultats représentent des contraintes fortes sur les
conditions physiques dans lesquelles se trouve le gaz circumstellaire, qui, une fois complétées par de nouvelles observations, permettront d'avoir une compréhension globale de la structure et de l'évolution de l'environnement circumstellaire des étoiles jeunes.

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Rist, Claire. "Excitation rotationnelle de l'ammoniac interstellaire : problèmes théoriques et perspectives." Grenoble 1, 1991. http://www.theses.fr/1991GRE10072.

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Abstract:

L'interpretation des raies d'emission radio de l'ammoniac interstellaire necessite la connaissance de ses taux d'excitation rotationnelle par collision avec l'hydrogene moleculaire ou l'helium a basse temperature. Les calculs existants ne rendent pas compte des mesures d'excitation en laboratoire. Nous calculons la collision avec l'helium, et nous discutons l'effet des incertitudes sur la surface de potentiel. Nous predisons algebriquement les memes regles de propensite pour l'helium et l'hydrogene (para ou ortho). Nous concluons que le couplage vibronique avec l'inversion de l'ammoniac pourrait etre responsable des desaccords experimentaux

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Malawi, Abdulrahman Ali. "Atomic hydrogen associated with high latitude IRAS cirrus clouds." Thesis, University of Manchester, 1989. https://ethos.bl.uk/OrderDetails.do?uin=uk.bl.ethos.664465.

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Deligny, Cécile. "Origine des éléments volatils et chronologie de leur accrétion au sein du Système Solaire interne : Apport de l'analyse in-situ des achondrites." Electronic Thesis or Diss., Université de Lorraine, 2021. http://www.theses.fr/2021LORR0329.

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Abstract:

Les éléments volatils comme l’hydrogène et l’azote contrôlent l'évolution des corps planétaires et de leurs atmosphères, et sont des éléments essentiels au développement de la vie sur Terre. Néanmoins, l'origine des éléments volatils et la chronologie de leur accrétion par les planètes telluriques formées au sein du système solaire interne restent un sujet de débat et de controverse en sciences planétaires. Pour répondre à ces questions, les rapports isotopiques de l'hydrogène (D/H) et de l'azote (15N/14N) sont des outils puissants pour tracer l'origine (solaire, chondritique ou cométaire) des éléments volatils piégés par les planètes telluriques. Pour contraindre l’origine(s) des éléments volatils piégés par les planètes rocheuses, nous avons donc mesuré les teneurs et les compositions isotopiques de l’hydrogène et de l’azote par microsonde ionique (LGSIMS) dans des achondrites (angrites, météorites maritennes et aubrites) qui proviennent d’astéroïdes différenciés ou de planètes qui sont considérés s’être formés dans le système solaire interne. Ces météorites conservent un enregistrement des étapes initiales de la formation de leurs corps parents et peuvent imposer des contraintes quant à l’évolution précoce des éléments volatils planétaires. L'analyse in-situ par SIMS est une technique quasi-non-destructive, qui permet de mesurer la teneur et la composition isotopique des éléments volatils de différentes phases dans des échantillons terrestres, extraterrestres et synthétiques. Le développement récent du protocole d'analyse de l'azote dans les échantillons silicatés par sonde ionique nous permet de caractériser des objets de la taille d’une dizaine de microns, tels que des inclusions vitreuses. Au cours de cette thèse, les éléments volatils ont été mesurés dans des inclusions magmatiques piégées dans des minéraux et dans les verres interstitiels. Bien que l’analyse de l’azote dans des aubrites n’a pas pu aboutir, les analyses réalisées sur des météorites martiennes et des angrites ont permis de mettre en évidence la présence de quantité importante d’eau et d’azote au sein de ces météorites et de leurs corps parent. En particulier, l’étude des angrites et plus précisément de la météorite D’Orbigny nous a permis de mettre en évidence la présence d’eau et d’azote ayant des compositions isotopiques similaires à celles des météorites primitives formées dans le système solaire externe (i.e., chondrites carbonées de type CM). Ces résultats impliquent que ces éléments volatils étaient présents ~4 millions d’années après la formation des CAIs (i.e., premiers solides à se former dans le système solaire) dans le système solaire interne et ont pu être piégés par les planètes telluriques lors de leur formation. De plus, l’analyses des météorites martiennes et plus particulièrement de Chassigny a révélé la présence d’azote ayant une composition isotopique enrichie en 15N comparée aux chondrites à enstatite et aux diamants terr estres qui sont supposés représenter la valeur la plus primitive de l’azote sur Terre
Volatile elements such as hydrogen and nitrogen control the evolution of planetary bodies and their atmospheres, and are essential elements for the development of life on Earth. Nevertheless, the origin of volatile elements and the timing of their accretion by terrestrial planets formed in the inner solar system remains a subject of debate and controversy in planetary science. To answer these questions, the isotopic ratios of hydrogen (D/H) and nitrogen (15N/14N) are powerful tools to trace the origin (solar, chondritic or cometary) of volatile elements trapped in planetary bodies. Therefore, to constrain the source(s) of volatile elements trapped in rocky planets, we analyzed hydrogen and nitrogen contents and isotopic compositions by ion microprobe (LGSIMS) in achondrites that originate from asteroids or from planets that are assumed to have formed in the inner solar system. These meteorites preserve a record of the initial stages of the formation of their parent bodies and can constrain the early evolution of planetary volatile elements. In-situ analysis by SIMS is a quasi-non-destructive technique, which permits to measure the abundance and the isotopic composition of volatile elements of different phases in terrestrial, extraterrestrial and synthetic samples. The recent development of the protocol of nitrogen analysis in silicate samples by ion probe allows us to target tens of micron- sized objects (i.e., glassy melt inclusions). Volatile elements were measured in melt inclusions trapped in minerals and in interstitial glasses. Although the analysis of nitrogen in aubrites was unsuccessful, the analysis performed on Martian meteorites and angrites revealed the presence of a large amount of water and nitrogen within these meteorites. In particular, the study of angrites and more precisely the meteorite D'Orbigny allowed us to highlight the presence of water and nitrogen having isotopic composition similar to those of the primitive meteorites formed in the outer solar system (i.e., CM-like carbonaceous chondrites). These results imply that these volatile elements must have been present in the inner solar system within the first ~4 Ma after CAI formation (i.e., the first solids to form in the solar system) and may have been trapped by the terrestrial planets during their formation. Furthermore, the analysis of Martian meteorites and more particularly of Chassigny revealed the presence of nitrogen with an isotopic composition enriched in 15N compared to enstatite chondrites and terrestrial diamonds which are believed to record the most primitive value of nitrogen on Earth

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Kreckel, Holger. "Internal excitations of stored triatomic hydrogen molecular ions." [S.l. : s.n.], 2003. http://deposit.ddb.de/cgi-bin/dokserv?idn=968519563.

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Hallé, Anaëlle. "Influence de la physique baryonique dans les simulations de galaxies spirales." Phd thesis, Université Pierre et Marie Curie - Paris VI, 2013. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00924468.

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Abstract:

Notre travail se concentre sur le rôle de la phase moléculaire froide et dense dans l'évolution des galaxies spirales. Cette phase p eut jouer le rôle de réservoir de gaz à faible taux de formation stellaire dans les parties externes des disques. Après une présentation générale des propriétés des galaxies, en particulier des galaxies spirales, leur milieux interstellaire et leur évolution dynamique, nous passons en revue les simulations numériques hydrodynamiques contemporaines et l'implémentation de la physique baryonique. Nous présentons ensuite la série de simulations que nous avons e ffectuées. Ces simulations incluent du refroidissement jusqu'à basse température, en prenant notamment en compte de l'hydrogène moléculaire. Nous testons en particulier l'infl uence de l'hydrogène moléculaire dans des simulations avec di fférentes efficacités de rétroactions énergétique stellaire, et obtenons que le dihydrogène permet dans tous les cas une faible formation d'étoiles dans les parties externes des disques. Les disques gazeux ont de plus tendance à s'épaissir à grands rayons du fait de la rétroaction stellaire renforcée par la présence de dihydrogène. L'hydrogène moléculaire peut donc jouer le rôle de réservoir de matière baryonique dans les parties externes des galaxies spirales qui accrètent du gaz par les fi laments cosmiques tout au long de leur vie.

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Islam, F. "The formation of molecular hydrogen in the interstellar medium." Thesis, University College London (University of London), 2010. http://discovery.ucl.ac.uk/19475/.

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Abstract:

H2 is the most abundant molecule in the interstellar medium and forms on the surface of interstellar dust grains. Laboratory studies have been conducted of HD formation on a dust grain analogue, which is a highly-oriented pyrolytic graphite surface held at 15 K, under ultra-high vacuum. The molecules desorb from the surface in a distribution of ro-vibrational states, which are probed using Resonance Enhanced Multi-Photon Ionization Spectroscopy. HD in a particular ro-vibrational state is ionized using laser photons detected by a time-of-flight mass spectrometer. The HD+ ion yields are then data processed to obtain the relative rotational populations of HD formed within one vibrational level and an average rotational temperature can be found. In this thesis, HD formed in vibrational states v = 3 – 7 have been studied. This carries on from previous studies of HD and H2 in the v = 1 and 2 states. Within each vibrational level, the most populated rotational state was found to be J = 1 or 2. The most populated vibrational state was found to be v = 4. The HD experimental results were extrapolated to give the relative ro-vibrational population distribution of nascent H2, which provides a new model for the formation pumping of H2. This new formation pumping model has been implemented into a radiative transfer code, written by Casu and Cecchi-Pestellini, which takes into account formation, radiative and collisional pumping mechanisms to calculate the total population distribution of H2 in an interstellar cloud and to generate H2 spectra. The sensitivity of the H2 spectra to the physical conditions of interstellar dark clouds, such as cloud density and temperature, has been investigated. H2 spectra generated using the new experimentally-derived formation pumping model has also been compared to H2 spectra generated using other established, theoretically-derived formation pumping models.

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Irving, Benjamin James. "The formation of molecular hydrogen in the interstellar medium." Thesis, University of Sheffield, 2012. http://etheses.whiterose.ac.uk/3104/.

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Burton, Michael Graham. "The shock-excitation of molecular hydrogen in the interstellar medium." Thesis, University of Edinburgh, 1987. http://hdl.handle.net/1842/855.

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Abstract:

This dissertation presents a study of shock-excited molecular hydrogen (H2) in the interstellar medium. The aims of this thesis are to understand the shock-excitation process and to understand the global role of shocks in the interstellar medium. These aims are quantified as the investigation of specific problems. To address the problems, a variety of observing techniques have been applied and several sources studied, with particular reference on supernova remnant IC 443. An analytical model for the cooling flow behind a shock has also been developed. The observations show that extensive regions of low surface brightness H2 line emission are common in shocked molecular sources. Models are presented for three sources; IC 443, CRL 616 and OMC-1. In IC 443 emission comes from a sinuous ridge, about 20 parsecs long ans less than a parsec wide, with over 20 bright emission peaks distributed along it. The total H2 line luminosity is ~1600L, making IC 443 one of the brightest galactic H2 emission line objects yet detected. The spatial distributions of accelerated line emissions from other molecules (CO, HCO+, HCN) and atomic gas (HI) are remarkably similar to that of shocked H2. There is evidence for partial dissociation of molecular gas by the shock, but there can be little ionised gas present. Important cooling mechanisms for the hot gas (and possibly the dominant mechanisms) are H2 line radiation and H2 dissociation, except possibly in the densest clumps where far-IR emission from collisionally heated grains may dominate. H" line profiles were obtained in several sources and show considerable variation between sources. In CRL 618 the line is ~250km/s wide, the largest yet measured for a galactic source, and is composed of several discrete components. the high-velocity line emission is interpreted as being due to the shocking of high-velocity, discrete molecular clumps, embedded in and shocked by a stellar wind. Line polarization measurements in OMC-1 show there are two distinct regions of H2 line emission. In the outflow region the line is dichroically polarized by a slab of alligned grains lying between us and the outflow, with polarization vectors parallel to the outflow axis. The alignment mechanism is possibly due to the agency of a magnetic field, and thus the polarization vectors may trace the magnetic field direction which is therefore aligned with the outflow axis. Outside the core region the polarization vectors show a centro-symmetric pattern characteristic of scattering, centred on the region of peak molecular hydrogen emission. This amounts to the discovery of a molecular hydrogen reflection nebula. Observations of five H2 lines, in four types of sources, show no major differences in relative line ratios between sources. This is dispite different pre-shock conditions being expected in each source. The shocked gas cannot be characterised by a single excitation temperature. An analytical model has been developed for the cooling flow behind a jump-shock into molecular gas, driven by an isobaric thermal pressure. The model predicts that, when the density is larger than the critical density needed to thermalise the level populations of the dominant coolant, and t the post-shock temperature is sufficiently large, then the line ratios only depend on the upper-state level energies of the lines and on the form of the cooling function. For the observed excitation temperatures, the dominant cooling mechanism, consistent with the data, is cooling through the vibrational/ rotational lines of the hydrogen molecule itself. This conclusion applies when the temperature is in the range ~500 - 4000 K and the gas density is >10(5)cm-3

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Ward, M. D. "Reactions of hydrogen and oxygen atoms on interstellar grain analogues." Thesis, University College London (University of London), 2012. http://discovery.ucl.ac.uk/1355953/.

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Abstract:

The region of space between stars, the interstellar medium, has been found to contain over 160 chemical species to date. These molecules are contained within regions of gas and dust, measuring several light years across, known as interstellar dust clouds. Many of these molecular species are formed in the gas phase, for example, via the reactions of molecules with ions. However, some critical gas phase processes are often slow due to the low temperatures and pressures found in the interstellar medium and cannot readily account for the abundances of some species. Consequently reactions on the surfaces of interstellar dust grains are often invoked to explain the abundances some molecules. These dust grains represent approximately 1 % of the mass of a typical interstellar dust cloud and typically consist of carbon, silicates or metal oxides. The temperature of these interstellar dust grains is low enough (~ 10 K) that over time icy mantles consisting of simple atomic and molecular species can build up on their surfaces. Whether and how these simple species can be processed to form more complex molecules such as alcohols, simple sugars and potentially amino acids is a key astrochemical problem. One way in which astrophysical ices can be processed to form more complex species is via the reactions of species within the ice with simple free radicals such as H, C, N and O. This thesis therefore presents experimental studies of the reactions of atomic species with some astrophysically relevant molecular ices under interstellar conditions. Since hydrogen and oxygen are the first and third most abundant elements in the interstellar medium respectively, these experiments have specifically focussed upon the reactions of hydrogen and oxygen atoms. In addition to the characterization of surface reactions between key astrochemical species, kinetic parameters for use in astrochemical models are derived from these experiments.

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Richter, Philipp. "FUV absorption spectroscopy of interstellar molecular hydrogen towards the Magellanic clouds /." Aachen : Shaker, 1999. http://catalogue.bnf.fr/ark:/12148/cb37739235j.

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Abstract:

Dissertation--Mathematisch-Naturwissenschaftliche Fakultät--Bonn--Rheinische Friedrich-Wilhelms-Universität, 1999. Titre de soutenance : FUV spectroscopy of interstellar molecular hydrogen towards the Magellanic clouds.
FUV = far ultraviolet. Bibliogr. p. 83-85.

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Gaylard, Michael John. "Radio studies of ionized hydrogen in the southern Milky Way." Thesis, Rhodes University, 1990. http://hdl.handle.net/10962/d1001993.

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Abstract:

This thesis describes the results of a survey of the HI42ɑ recombination line emission at 2.3 GHz from HII regions in the Southern Milky Way, carried out with the 26 m diameter Hartebeesthoek radio telescope. The Galactic Longitude range covered was 290° to 40°. Single recombination lines were detected from 375 positions. Multiple lines were observed towards 90 positions in the inner Galaxy. No line emission could be detected in 28 positions. Continuum antenna temperatures were estimated from drift scans or radio maps observed for the purpose. LTE electron temperatures and turbulent velocities of the HII regions were calculated where possible. The properties of the sample were compared to those observed in HI09ɑ surveys. The lines observed from over 50 positions were first detections, of which half were associated with optically-identified HII regions. In about 150 cases the lines were only the second to be detected from those HII regions. The processes of the radio emission, detection, and analysis were simulated numerically. The detectability of the emission and the magnitude of non-LTE effects and pressure-broadening in multi-component HII regions was predicted and compared to observations. The radio luminosity function of the HII regions was determined over a range of three orders of magnitude in intrinsic brightness for the first time, using techniques which corrected for different types of incompleteness in the samples. The luminosity function was compared to those in five selected spiral galaxies, and shown to lie between those of M33 and M81. An alternate form of the luminosity function was developed for use with a numerical model of the spiral arm structure of the Milky Way. The physical parameters defining the major spiral arms were established by comparing synthesized diagrams of radial velocity versus Galactic Longitude with those actually observed. The faint, extended HII regions S9 and RCW129 in Scorpius, the Barnard Loop in Orion, and S296 in Canis Major were analyzed, using all available data. All the recombination lines from these HII regions were first detections

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Kulesa, Craig A. "Molecular hydrogen and its ions in dark interstellar clouds and star forming regions." Diss., The University of Arizona, 2002. http://hdl.handle.net/10150/280192.

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Abstract:

Fundamental observations of molecular hydrogen (H₂) in dark clouds, star forming regions, and radiation-dominated environments are presented, modeled, and interpreted. Through a weak infrared absorption line spectrum, the abundance of cold H₂ in dark molecular clouds and star forming regions is measured directly and compared with the abundance of its most commonly cited surrogate, CO. The derived abundance of CO is between 1.5 and 2.5 x 10⁻⁴ for the sample. The CO molecule thus represents about ⅓ of the total carbon budget in dense clouds. Also detected via infrared line absorption is the pivotal molecular ion H⁺₃ , yielding a direct measure of the cosmic ray ionization rate of H₂ in dark molecular clouds (between 1 and 5 x 10⁻¹⁷ s⁻¹), a process that instigates the complex ion-neutral chemical pathways that form many of the 120+ known molecular species deep inside interstellar clouds. These timely tests of theory are applied to the detailed submillimeter-wave study of the ρ Ophiuchi star forming cloud and photodissociation front, allowing partial disentanglement of the complicated physical and chemical structure of a star forming cloud. Yet H₂ and H⁺₃ continue to surprise and delight us with more mysteries. The formation, excitation and survival of molecules in unusual & hostile environments is highlighted by the discoveries of H⁺₃ in circumstellar disks of early-type stars, and of fluorescing H₂ in two harshly-irradiated filaments of the Crab Nebula. The role of H⁺₃ as a possible tracer of planet formation, and the evolution of H₂ in the interstellar medium is discussed. The study of H₂ in hostile environments is extended to the ensemble properties of extragalactic star forming regions, and applied to the Arp 299 merger system as a unique probe of the feedback of newly-formed hot stars, their fossil remains, and the molecular material which formed them.

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Reynaud, Denis. "Dynamique du gaz interstellaire dans les galaxies spirales barrées : une étude en interférométrie millimétrique de NGC 1530." Université Joseph Fourier (Grenoble), 1998. http://www.theses.fr/1998GRE10044.

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Abstract:

Les barres jouent probablement un role important dans l'evolution des galaxies. Le potentiel gravitationnel de la barre est capable de concentrer de grandes quantites de gaz interstellaire dans le voisinage du noyau, fournissant ainsi du combustible aux activites nucleaires eventuelles (formation explosive d'etoiles ou disque d'accretion de trou noir). Le gaz tombe vers le centre de la galaxie le long de deux chocs presque paralleles a la barre. Ces chocs sont riches en poussieres et en gaz moleculaire. L'interferometre millimetrique et le telescope de 30m de l'iram ont permis une etude precise du gaz moleculaire dans la barre et le noyau d'une galaxie spirale barree typique, ngc 1530. Dans cette galaxie, nous avons detecte co(1-0) le long de deux bandes formees par les chocs dans le gaz moleculaire. Dans ces bandes, le gaz tombe vers le centre, avec une vitesse de chute typique de 100 kms#-#1. Nous avons montre l'anticorrelation entre le cisaillement du gaz dans ces chocs et l'efficacite de formation d'etoiles en comparant des images h et co. Puis nous avons etudie le centre de cette galaxie a plus haute resolution en #1#2co(1-0), #1#2co(2-1), #1#3co(1-0) et hcn(1-0). Le gaz a un mouvement centripete le long de deux arcs entourant un disque nucleaire gazeux, mais dans ce disque le mouvement est circulaire. Dans le disque, le gaz se distribue suivant un anneau dont les rayons externes et internes correspondent aux resonances interieures de lindblad ou suivant une spirale non resolue. Le disque nucleaire montre une grande quantite de gaz dense tracee par hcn et #1#3co, ainsi qu'une activite de formation d'etoiles intense detectee dans l'emission etendue du continuum centimetrique. Par contre les arcs sont pauvres en gaz dense et forment peu d'etoiles. La formation d'etoiles dans le disque nucleaire peut etre maintenue pendant une longue periode de temps, grace a la grande quantite de gaz moleculaire disponible.

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Wong, Oiwei Ivy. "Star formation and galaxy evolution of the local universe based on HIPASS /." Connect to thesis, 2007. http://eprints.unimelb.edu.au/archive/00004069.

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Navarro, Ruiz Javier. "Theoretical investigations of H2 Formation on interstellar silicates surfaces." Doctoral thesis, Universitat Autònoma de Barcelona, 2015. http://hdl.handle.net/10803/377749.

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Abstract:

Entre les molècules de l'espai, l’H2 és una de les més rellevants de l'univers. És la més abundant en el medi interestel·lar i és un intermedi clau per a la formació de molècules més grans. La seva formació és complexa, però a causa de la seva inherent rellevància, la comprensió de la seva interacció i la seva formació pot ser considerat com un paradigma del procés astrofísic. La present tesi s'estructura en quatre capítols. El capítol 1 presenta el marc astroquímic en què es troba la tesi, mostrant la presència d'hidrogen interestel·lar en el medi interestel·lar i on es porta a terme, en els grans de pols interestel·lar circumdants. Després de presentar els objectius d'aquesta tesi, el capítol 2 repassa els aspectes teòrics generals que hi ha darrere, com per exemple l'estructura electrònica, els mètodes del funcional de la densitat, el modelització de sòlids i l’efecte túnel, proporcionant finalment els detalls computacionals implicats. El capítol 3 correspon als resultats obtinguts i a la seva discussió i es divideix en diferents seccions. La secció 3.1 presenta algunes de les propietats fisicoquímiques de l'estructura cristal·lina i les corresponents superfícies de Mg2SiO4 forsterita, així com dels sistemes que contenen ferro com la olivina Mg1.5Fe0.5SiO4. La secció 3.2 reporta l'adsorció d'hidrogen atòmic i la seva recombinació per formar una molècula de H2 sobre la superfície cristal·lina (010) de Mg2SiO4 forsterita i la secció 3.3 analitza la rellevància de la morfologia superficial considerant la formació de H2 sobre les superfícies cristal·lines (001) i (110) de Mg2SiO4 forsterita. Finalment, la secció 3.4 investiga la influència dels àtoms de Fe2+ tot modelant la fisisorció i quimisorció d’hidrogen atòmic sobre la superfície cristal·lina (010) de forsterita amb contingut de ferro, tenint lloc posteriorment la formació de H2. El capítol 4 aborda les conclusions generals de la present tesi i les possibles perspectives futures, mentre que el capítol 5 inclou les referències citades. Per últim, l'apèndix A i B aporta informació suplementària reportada en el capítol 3.
Among the molecules in space, H2 is one of the most relevant of the universe. It is the most abundant one in the interstellar medium and is a key intermediate for the formation of bigger molecules. Its formation is complex, but due to its inherent relevance understanding its interaction and its formation can be considered as a paradigm of the astrophysical process. The present thesis introduces in Chapter 1 the astrochemical framework in which the thesis is located, pointing out the presence of interstellar hydrogen in the interstellar medium and where it takes place, in the interstellar dust grains around. After presenting the goals this thesis aims, Chapter 2 overviews the general theoretical aspects behind it, such as electronic structure, density functional methods, solids modelling and tunnelling effects, providing finally the computational details entailed. Chapter 3 corresponds to results and discussion and is divided into different sections. Section 3.1 presents some physicochemical properties of the crystalline bulk structure and the corresponding surfaces of Mg2SiO4 forsterite and of the Fe-containing Mg1.5Fe0.5SiO4 olivine systems. Section 3.2 reports the adsorption of H atoms and their recombination to form a H2 molecule on the crystalline Mg2SiO4 forsterite (010) surface and Section 3.3 analyses the relevance of surface morphology by considering the H2 formation on the crystalline Mg2SiO4 forsterite (001) and (110) surfaces. Finally, Section 3.4 investigates the influence of Fe2+ atoms by modelling the physisorption/chemisorption of H atom on the Fe-containing (010) surface, subsequently taking place the formation of H2. Chapter 4 addresses the general conclusions of the present thesis and possible future perspectives, Chapter 5 includes the references cited and Appendix A and B supports the information given in Chapter 3.

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Bagetakos, Ioannis. "Shells, bubbles and holes : the porosity of the interstellar medium in galaxies." Thesis, University of Hertfordshire, 2012. http://hdl.handle.net/2299/9085.

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Abstract:

We present an analysis of the properties of HI holes detected in 20 galaxies that are part of “The HI Nearby Galaxy Survey” (THINGS). We detected more than 1000 holes in total in the sampled galaxies. Where they can be measured, their sizes range from about 100 pc (our resolution limit) to about 2 kpc, their expansion velocities range from 4 to 36 km/s, and their ages are estimated to range between 3 and 150 Myr. The holes are found throughout the discs of the galaxies, out to the edge of the HI disc; 23% of the holes fall outside R25. We find that shear limits the age of holes in spirals; shear is less important in dwarf galaxies which explains why HI holes in dwarfs are rounder, on average than in spirals. Shear, which is particularly strong in the inner part of spiral galaxies, also explains why we find that holes outside R25 are larger and older. We derive the scale height of the HI disc as a function of galactocentric radius and find that the disc flares at large radii in all galaxies. We proceed to derive the surface and volume porosity (Q2D and Q3D) and find that this correlates with the type of the host galaxy: later Hubble types tend to be more porous. The size distribution of the holes in our sample follows a power law with a slope of a=−2.9. Assuming that the holes are the result of massive star formation, we derive values for the supernova rate (SNR) and star formation rate (SFR) which scales with the SFR derived based on other tracers. If we extrapolate the observed number of holes to include those that fall below our resolution limit, down to holes created by a single supernova, we find that our results are compatible with the hypothesis that HI holes result from star formation. We use HI data from THINGS, 8μm, 24μm, 70μm and HI maps from SINGS, CO(2–1) data from HERACLES and FUV data from NGS to present a visual comparison of these maps with respect to the locations of HI holes. We find that the vast majority of HI holes are also prominent in the 8μm map and to some extent in the 24μm map. There is a lack of molecular gas from the interior of nearly all the holes, which is consistent with the idea that the latter are filled with hot gas. About 60% of young holes have FUV emission detected in their interiors highlighting the presence of the parent OB association. In addition, FUV is detected on the rims of some of the older HI holes, presumably due to the dispersion of the OB association with respect to the gas. We describe the development of a 2–D cross-correlation method to compare multi-wavelength maps in a quantitative way (quantified by Ccoef ) and give some first results from the application of this method to the nearby galaxy NGC2403. We find that the all the dust tracers are well correlated (Ccoef > 0.7) with the 8μm–24μm correlation being the highest (Ccoef > 0.88). Similarly all the star formation tracers are well linked as expected (Ccoef > 0.6). With respect to the relations between star formation and dust tracers we found that most are well matched (Ccoef > 0.7) as dust grains are heated by radiation in star forming regions. At smaller scales (15") FUV correlates poorly (Ccoef ~ 0.3) with the dust tracers, a direct consequence of the absorption of FUV photons by dust. We find that the HI is reasonably well correlated with the 8μm emission (Ccoef ~ 0.6) illustrating the fact that HI is mixed with PAH’s. Interestingly, the HI map shows some correlation with the SF map (Ccoef ~ 0.4) even though FUV and HI emissions were found to be completely uncorrelated (Ccoef ~ 0).

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Hunt, Maria, University of Western Sydney, of Science Technology and Environment College, and School of Engineering and Industrial Design. "Molecules in southern molecular clouds: a millimetre-wave study of dense cores." THESIS_CSTE_EID_Hunt_M.xml, 2001. http://handle.uws.edu.au:8081/1959.7/116.

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Abstract:

This thesis presents an observational study of molecular abundances in the dense cores of 27 prominent molecular clouds in the southern galactic plane.The molecular abundances and physical conditions in dense condensations have been derived from millimetre-wavelength observations of molecular rotational transitions.The study has produced a comprehensive data set of transition intensities and abundances for 10 different molecules in bright southern molecular clouds, and the general characteristics of emissions from these molecules such as optical depth, excitation and relative abundances are discussed. A comparison of different methods of calculating molecular hydrogen column density from observations of carbon monoxide emission is included.Both the analysis and the data collected provide an excellent starting point for further observational and theoretical studies of molecular clouds in the southern Milky Way utilising new instruments such as the millimeter-wave upgrade to the Australia Telescope Compact Array and the Attacama Large Millimetre Array (ALMA).
Doctor of Philosophy (PhD)

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Wang, Xiang. "PROBING PHYSICAL CONDITIONS IN THE CRAB NEBULA WITH EMISSION LINE ANALYSIS." UKnowledge, 2016. http://uknowledge.uky.edu/physastron_etds/36.

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Abstract:

We present a range of steady-state photoionization simulations, corresponding to different assumed shell geometries and compositions, of the unseen postulated rapidly expanding outer shell to the Crab Nebula. The properties of the shell are constrained by the mass that must lie within it, and by limits to the intensities of hydrogen recombination lines. In all cases the photoionization models predict very strong emission from high ionization lines that will not be emitted by the Crab’s filaments, alleviating problems with detecting these lines in the presence of light scattered from brighter parts of the Crab. The NIR [Ne VI] λ 7.652 mm line is a particularly good case; it should be dramatically brighter than the optical lines commonly used in searches. The C IV λ1549Å doublet is predicted to be the strongest absorption line from the shell, which is in agreement with HST observations. We show that the cooling timescale for the outer shell is much longer than the age of the Crab, due to the low density. This means that the temperature of the shell will actually “remember” its initial conditions. However, the recombination time is much shorter than the age of the Crab, so the predicted level of ionization should approximate the real ionization. In any case, it is clear that IR observations present the best opportunity to detect the outer shell and so guide future models that will constrain early events in the original explosion. Infrared observations have discovered a variety of objects, including filaments in the Crab Nebula and cool-core clusters of galaxies, where the H2 1-0 S(1) line is stronger than the infrared H I lines. A variety of processes could be responsible for this emission. Although many complete shock or PDR calculations of H2 emission have been published, we know of no previous simple calculation that shows the emission spectrum and level populations of thermally excited low-density H2. We present a range of purely thermal collisional simulations, corresponding to constant gas kinetic temperature at different densities. We consider the cases where the collisions affecting H2 are predominantly with atomic or molecular hydrogen. The resulting level population (often called “excitation”) diagrams show that excitation temperatures are sometimes lower than the gas kinetic temperature when the density is too low for the level populations to go to LTE. The atomic case goes to LTE at much lower densities than the molecular case due to larger collision rates. At low densities for the v=1 and 2 vibrational manifolds level populations are quasi-thermal, which could be misinterpreted as showing the gas is in LTE at high density. At low densities for the molecular case the level population diagrams are discontinuous between v=0 and 1 vibrational manifolds and between v=2, J=0, 1 and other higher J levels within the same vibrational manifold. These jumps could be used as density diagnostics. We show how much the H2 mass would be underestimated using the H2 1-0 S(1) line strength if the density is below that required for LTE. We give diagnostic diagrams showing level populations over a range of density and temperature. The density where the level populations are given by a Boltzmann distribution relative to the total molecular abundance (required to get the correct H2 mass), is shown for various cases. We discuss the implications of these results for the interpretation of H2 observations of the Crab Nebula and filaments in cool-core clusters of galaxies.

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Pawson, Trevor G. "Harmonic vibrational effects on isotropic hyperfine coupling constants molecular hydrogen in interstellar ice and atomic relaxation in doped silicon." Thesis, University of Leicester, 1998. http://hdl.handle.net/2381/30015.

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Abstract:

Three separate topics are presented covering the temperature dependence of isotropic hyperfine coupling constants, an anharmonic analysis of molecular hydrogen in interstellar ice and the microscopic structure of doped crystalline silicon lattices. The temperature dependence and vibrational effects of isotropic hyperfine coupling constants are studied using the ab-initio density functional methods BLYP and B3LYP with the common double and triple zeta basis sets 6-31G(d,p) and 6-311(d,p). Harmonic oscillator wavefunction averages for all normal modes of a molecule are accounted for and the temperature dependence is developed from the Boltzmann distribution. An ab-initio study of the atomic displacements and microscopic structure of phosphorus and arsenic in doped silicon is carried out. The structures and relative displacements are estimated using SCF, DFT and MP2 methods with STO-3G, 3-21G, 3-21G(d,p) and 6-31G(d,p) basis sets with a 13 atom silicon molecular cluster. The calculations are carried out on clusters using empirical parameters for Si-Si and Si-H bond lengths in addition in fully optimised clusters. Following the discovery of a species thought to be molecular hydrogen in interstellar clouds by IR spectroscopy, ab-initio density functional B3LYP calculations are performed to back up experimental and semi-empirical studies of molecular hydrogen in amorphous ice. Anharmonic calculations are carried out on hydrogen molecules adsorbed onto ice and trapped in a cage. The issue of species other than molecular hydrogen and surface transport of hydrogen is addressed.

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COSTA, JORGE. "L'hydrogene neutre heliospherique observe avec l'instrument swan sur le satellite soho : dynamique du gaz d'origine interstellaire par la technique de la cellule a hydrogene et etude des contributions cometaires." Paris 6, 1999. http://www.theses.fr/1999PA066126.

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Abstract:

Cette these est consacree a l'analyse d'une partie des observations de l'instrument sw an (solar wind anisotropies) sur le satellite soho, lance en decembre 95. Les senseurs de l'experience sw an enregistrent l'emission lyman , emission de resonance de l'hydrogene neutre et observent dans toutes les directions. Comme l'indique le titre, la these est divisee en deux parties : la premiere concerne l'etude du flot d'hydrogene interstellaire a l'interieur de l'heliosphere alors que la deuxieme est consacree a l'observation du nuage d'hydrogene degaze par un certain nombre de cometes qui sont passees a leur perihelie ces dernieres annees. Le flot d'hydrogene neutre interstellaire qui s'ecoule en permanence dans le systeme solaire resulte du mouvement de notre etoile (et de son cortege de planetes) au sein d'un nuage interstellaire diffus : le nuage local. Les atomes d'hydrogene sont eclaires par le rayonnement lyman solaire qu'ils retrodiffusent. Une cellule a hydrogene placee sur le chemin optique du detecteur de swan produit une raie d'absorption fine dont la position par rapport a la raie d'emission du gaz varie avec la position de soho sur son orbite et avec la direction de visee. Ceci fournit une information spectrale sur les raies d'emission, permettant de remonter aux proprietes dynamiques du gaz. Les observations sont analysees de plusieurs facons, parmi lesquelles l'utilisation d'un modele d'ecoulement dans l'environnement solaire. On peut remonter ainsi au profil des raies diffusees, aux distributions de vitesse des neutres ainsi qu'a certains parametres solaires. On a pu montrer que les distributions de vitesse des neutres portent la trace de perturbations qu'ils ont subies par couplage avec le plasma interstellaire loin du soleil, plus precisement a l'interface heliospherique, la region qui separe le vent solaire du plasma interstellaire et dans laquelle la composante ionisee du gaz interstellaire est chauffee, ralentie et deviee. Les atomes d'hydrogene ne penetrent donc pas totalement librement dans l'heliosphere, mais subissent une petite part des effets qui affectent le plasma. Ces mesures de ralentissement et d'echauffement du gaz d'hydrogene nous renseignent donc sur le plasma interstellaire autour du soleil, le confinement et la taille de l'heliosphere. Quant aux observations cometaires, elles ont permis de determiner la production d'eau par les diverses cometes lors de leur passage, en particulier celle de wirtanen, la future cible de la mission rosetta.

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Hunt, Maria. "Molecules in southern molecular clouds: a millimetre-wave study of dense cores." Thesis, View thesis View thesis, 2001. http://handle.uws.edu.au:8081/1959.7/116.

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Abstract:

This thesis presents an observational study of molecular abundances in the dense cores of 27 prominent molecular clouds in the southern galactic plane.The molecular abundances and physical conditions in dense condensations have been derived from millimetre-wavelength observations of molecular rotational transitions.The study has produced a comprehensive data set of transition intensities and abundances for 10 different molecules in bright southern molecular clouds, and the general characteristics of emissions from these molecules such as optical depth, excitation and relative abundances are discussed. A comparison of different methods of calculating molecular hydrogen column density from observations of carbon monoxide emission is included.Both the analysis and the data collected provide an excellent starting point for further observational and theoretical studies of molecular clouds in the southern Milky Way utilising new instruments such as the millimeter-wave upgrade to the Australia Telescope Compact Array and the Attacama Large Millimetre Array (ALMA).

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Godard, Marie. "Les carbones amorphes hydrogénés : observations, synthèse et caractérisation en laboratoire de poussières interstellaires." Phd thesis, Université Paris Sud - Paris XI, 2011. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00635907.

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Abstract:

Les carbones amorphes hydrogénés (a-C:H ou HAC) constituent une composante importante de la poussière interstellaire. Ces grains hydrocarbonés sont observés au travers de bandes d'absorption IR à 3.4, 6.9 et 7.3 microns, caractéristiques des vibrations des liaisons C-H aliphatiques. Leurs signatures spectrales sont détectées dans le milieu interstellaire diffus de différentes lignes de visée de la Voie Lactée, mais aussi de nombreuses autres galaxies. Cette thèse porte sur l'étude de ces a-C:H interstellaires, à la fois au travers d'observations de ces poussières, et grâce à la synthèse et la caractérisation d'analogues de laboratoire.Une première partie de mon travail de thèse est consacrée à l'observation de la bande à 3.4 microns des a-C:H du milieu interstellaire diffus galactique en direction de la source IRAS 18511+0146. La bande d'absorption des modes d'élongation C-H détectée dans cette direction, vers différentes lignes de visée proches les unes des autres, présente des profondeurs optiques similaires et les plus fortes observées dans la Voie Lactée en dehors du centre galactique. Différentes interprétations de la profonde bande dans cette direction sont discutées.Des analogues de ces poussières carbonées aliphatiques ont été synthétisés en laboratoire, sous forme de films, grâce à un plasma, et reproduisent bien les bandes IR observées dans le milieu interstellaire diffus. Ces échantillons ont été caractérisés par spectroscopie d'absorption dans l'UV-visible et l'IR.Puisque les a-C:H émettent un rayonnement visible après absorption de photons UV ou visibles, une partie de la thèse est consacrée à une étude systématique de cette photoluminescence. Pour la première fois, les rendements absolus et intrinsèques de photoluminescence d'a-C:H sont déterminés pour une large gamme de longueurs d'onde d'excitation. Les propriétés de la photoluminescence des a-C:H sont confrontées aux observations de l'Emission Rouge Etendue, une large bande d'émission interstellaire dont les porteurs ne sont pas identifiés.Afin de déduire l'influence des rayons cosmiques sur ces poussières carbonées, les analogues produits ont été irradiés par différents ions énergétiques dont le dépôt d'énergie est similaire à celui du rayonnement cosmique interstellaire. Les effets induits ont été suivies par IR. L'analyse de la déshydrogénation des a-C:H observée au travers de la disparition progressive des bandes des C-H aliphatiques permet de déduire l'évolution de ces poussières interstellaires et de leurs signatures spectrales sous l'effet des rayons cosmiques. La destruction induite par les rayons cosmiques est comparée aux effets de l'exposition aux photons UV et aux atomes d'hydrogène afin d'interpréter l'évolution de la bande d'absorption à 3.4 microns observée dans le milieu interstellaire diffus, mais pas dans les nuages denses.

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Jacq, Thierry. "Le survey radiomillimetrique de l'observatoire de bordeaux : le gaz moleculaire interstellaire dans le plan galactique entre l=38 et l=67.5, structure spirale, nuages moleculaires, comparaison entre hi et **(13)co. ch dans le nuage sombre lynds 134." Paris 6, 1987. http://www.theses.fr/1987PA066440.

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Abstract:

L'observation radiomillimetrique a 110. 2 ghz du plan galactique a permis d'identifier 181 nuages interstellaires dont certains parametres sont listes. Deux bras spiraux sont mis en evidence: celui de persee d'inclinaison 12**(o) et un bras mineur lie au gaz local et incline de 22**(o). Les donnees moleculaires sont correlees aux donnees hi obtenues a arecibo et les resultats de cette comparaison sont presentes. D'autre part le nuage sombre l 134 est observe a 9 cm en ch et l'abondance relative de ce radical en fonction de la position est determinee

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Borodi, Gheorghe. "On the combination of a low energy hydrogen atom beam with a cold multipole ion trap." Doctoral thesis, Universitätsbibliothek Chemnitz, 2009. http://nbn-resolving.de/urn:nbn:de:bsz:ch1-200900932.

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Abstract:

Der erste Teil der Aktivitäten dieser Arbeit bestand in der Entwicklung einer modernen Ionenspeicher Apparatur zur Untersuchung chemischer Prozesse mit atomarem Wasserstoff. Die Integration eines differentiell gepumpten Radikalenstrahls in eine vorhandene temperaturvariable 22-Pol Speicherapparatur erforderte größere Änderungen an dieser. Da astrophysikalische Fragestellungen im Vordergrund standen, führt die Einleitung zunächst in das Gebiet der Astrophysik und -chemie ein. Die Grundlagen der Ionenspeicherung in temperaturvariablen Hf-Speichern sind ausführlich in der Literatur dokumentiert. Daher ist die Beschreibung der Apparatur (Kapitel 2) relativ kurz gehalten. Viel Mühe wurde in die Entwicklung einer intensiven und stabilen Quelle für Wasserstoffatome aufgewandt, deren kinetische Energie variiert werden kann. Das Kapitel 3 beschreibt dieses Modul in vielen Details, wobei der Einsatz von magnetischen Hexapolen zum Führen der Atome und die chemische Behandlung der Oberflächen zur Reduzierung der H-H Rekombination einen wesentlichen Platz einnimmt. Durch die außergewöhnliche Empfindlichkeit der Speichertechnik kann das neue Instrument zur Untersuchung von vielen Reaktionen eingesetzt werden, die von astrochemischer und fundamentaler Bedeutung sind. Die Ergebnisse dieser Arbeit sind im Kapitel 4 zusammengestellt, einige Reprints und Entwürfe von Publikationen findet man im Anhang. Die Reaktionen von CO2+ mit Wasserstoffatomen und -molekülen erwiesen sich als sehr geeignet, um in situ H and H2 Dichten über den gesamten Temperaturbereich der Apparatur zu bestimmen (10 K - 300 K). Zum ersten mal wurden Reaktionen von H- and D-Atomen mit den Kohlenwasserstoffionen CH+, CH2+, and CH4+ bei Temperaturen des interstellaren Raums untersucht. Ein sehr interessantes, noch nicht ganz verstandenes Stoßsystem ist die Wechselwirkung von protoniertem Methan mit H-Atomen. Im Ausblick der Arbeit werden einige Ideen aufgezeigt, wie man das Instrument verbessern kann, und es werden einige Reaktionen erwähnt, die man als nächste untersuchen könnte. Diese Dissertation ist einen Beitrag zum Projekt 5 der Forschergruppe Laboratory Astrophysics: Structure, Dynamics and Properties of Molecules and Grains in Space, die von der DFG im Zeitraum von 2000 bis 2006 unterstützt wurde
The first part of the activities of this thesis was to develop a sophisticated ion storage apparatus dedicated to study chemical processes with atomic hydrogen. The integration of a differentially pumped radical beam source into an existing temperature variable 22-pole trapping machine has required major modifications. Since astrophysical questions have been in the center of our interest, the introduction first gives a short overview of astrophysics and -chemistry. The basics of ion trapping in temperature variable rf traps is well-documented in the literature; therefore, the description of the basic instrument (Chapter 2) is kept rather short. Much effort has been put into the development of an intense and stable source for hydrogen atoms the kinetic energy of which can be changed. Chapter 3 describes this module in detail with emphasis on the integration of magnetic hexapoles for guiding the atoms and special treatments of the surfaces for reducing H-H recombination. Due to the unique sensitivity of the rf ion trapping technique, this instrument allows one to study a variety of reactions of astrochemical and fundamental interest. The results of this work are summarized in Chapter 4, some reprints and drafts are reproduced in the appendix. Reactions of CO2+ with hydrogen atoms and molecules have been established as calibration standard for in situ determination of H and H2 densities over the full temperature range of the apparatus (10 K - 300 K). For the first time, reactions of H- and D-atoms with the ionic hydrocarbons CH+, CH2+, and CH4+ have been studied at temperatures of interstellar space. A very interesting, not yet fully understood collision system is the interaction of protonated methane with H. The outlook presents some ideas, how to improve the new instrument and a few reaction systems are mentioned which may be studied next. This thesis is a contribution to the project 5 of the research unit Laboratory Astrophysics: Structure, Dynamics and Properties of Molecules and Grains in Space which has been supported by the DFG from 2000 to 2006

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Lin, Zhou. "Theoretical Studies on the Spectroscopy and Dynamics of Astrochemically Significant Species." The Ohio State University, 2015. http://rave.ohiolink.edu/etdc/view?acc_num=osu1429633299.

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Cazaux, Stéphanie Michelle. "Grain surface chemistry in astrophysical objects : from H₂ to complex molecules /." 2004. http://dissertations.ub.rug.nl/faculties/science/2004/s.m.cazaux/.

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Putman, Mary Elaine. "Mapping the galaxy's neutral hydrogen halo." Phd thesis, 2000. http://hdl.handle.net/1885/147934.

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Kim, Sungeun. "An HI aperture synthesis mosaic and H[alpha] survey of the Large Magellanic Cloud." Phd thesis, 1998. http://hdl.handle.net/1885/144477.

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DePoy, Darren Lee. "The nature of luminous IRAS galaxies." Thesis, 1987. http://hdl.handle.net/10125/9343.

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English, Jayanne. "Gas dynamics and globular cluster formation in interacting galaxies." Phd thesis, 1994. http://hdl.handle.net/1885/138288.

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Dissertations / Theses on the topic 'Hydrogène interstellaire'

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