Formation d'hydrogène moléculaire (et de petites molécules) sur des surfaces d'intérêt astrophysique à très basse température

L'un des processus concourant à l'émission infrarouge de H₂ par le milieu interstellaire (et à son bilan énergétique) résulte de la formation d'hydrogène moléculaire dans un état excité du fondamental par chimie hétérogène sur les grains et les poussières constituant le milieu interstellaire. La connaissance des mécanismes physico-chimiques de base qui y participent reste aujourd'hui très largement méconnue et inexplorée.

D'une manière générale, il est suspecté que la formation des molécules observées (dans l'IR avec ISO ou dans le domaine radio) dans la matière interstellaire (qu'elle soit diffuse ou dense, comme dans les régions de photodissociation sous l'action du rayonnement UV ou dans les zones de formation d'étoiles sous l'effet de chocs), dans les atmosphères planétaires (dont la haute atmosphère terrestre) ou cométaires, est médiatisée par des réactions catalytiques à la surface de solides poreux ou de solides couverts de glaces moléculaires.

Peu d'équipes ont entrepris une étude exhaustive de la formation de molécules dans des conditions d'intérêt astrophysique (Ultra-vide et basses températures). Nous l'abordons dans le cadre de coopérations européennes et internationales (Dk, UK, USA) d'une part afin de familiariser les membres de l'équipe avec les techniques de la physique des surfaces et d'autre part afin de participer de façon réciproque à des projets complémentaires.

Nous étudions la réaction de recombinaison d'un atome H (ou D) émis par un jet de gaz de très faible énergie (10-70 K) avec un atome D (ou H) adsorbé sur une surface froide (5-50 K par Cryostat à circulation d'Hélium) en fonction de différents paramètres des réactants et de la surface (- énergie cinétique et densité des réactants, - couverture, préparation et paramètres physico-chimiques de la surface). Les premières surfaces étudiées seront le carbone (de type graphite) et les silicates (de type olivine). Les dépôts de glace sur les substrats seront caractérisés par spectroscopie infra-rouge RAIRS.

Le but principal poursuivi est la mesure de la distribution d'énergie interne (ro-vibrationnelle et translationnelle) du produit HD formé dans un niveau rovibrationnel du fondamental et désorbé du substrat dans la phase gazeuse. Ce résultat est obtenu par utilisation des méthodes classiques REMPI de spectrométrie de masse à temps de vol pulsé pour l'énergie interne et d'imagerie ionique pour l'énergie cinétique. La connaissance de la distribution d'énergie résultant d'une synthèse moléculaire à la surface de grains interstellaires que permet notre programme expérimental est d'importance capitale pour les astronomes. Elle permettra en effet la réévaluation du bilan énergétique dans le milieu interstellaire, bilan qui n'est fondé aujourd'hui que sur des hypothèses et introduit dans les modèles sous une forme uniquement phénoménologique. Appliquée à la formation de petites molécules autres que H₂, elle permettra ainsi le développement de modèles plus réalistes prenant en compte l'abondance et l'état énergétique de ces molécules dans les régions de formation d'étoiles. Ce type d'expérience, avec résolution rovibrationnelle pour l'hydrogène moléculaire n'a, à notre connaissance, jamais encore été réalisé.

L'expérience a été mise en route il y a 1 an et de nombreuses étapes ont déjà été franchies et maîtrisées: ultra-vide et mesure des gaz résiduels, ultra-froid, jets atomiques. Elle progresse très régulièrement et la chaîne de 3 lasers (1 YAG neuf et 2 colorants rénovés) qui permettra les premières mesures REMPI sur H₂ , HD et D₂ sera mise en route d'ici à septembre 2003.