Axe 3: DE LA SPECTROSCOPIE DE LABORATOIRE A L'ETUDE DE L'UNIVERS

Nos compétences de spectroscopie expérimentale et théorique nous permettent de participer aux multiples questionnements liés aux observations de l’Univers. Les molécules que nous étudions sont très majoritairement d’intérêt atmosphériques, interstellaires, pré-biotiques... Nous regroupons les paramètres spectroscopiques de ces molécules dans des bases de données d’une manière utile pour la communauté scientifique; et lorsque possible, nous évaluons l’impact de nos travaux sur la simulation et le traitement de spectres atmosphériques et astrophysiques.

A) Molécules étudiées

- les molécules d’intérêt atmosphérique et planétologique, dans le but d’améliorer la précision des données spectrales actuelles ou de fournir les premières données existantes (p.ex. O3, H2CO, HCOOH, HNO3, HONO, H2O, SO2, HC3N, CH3CN, C4H2, HC3N, C3H8, C2H6, 13CH3D, NH3, CH4, CO2, O2, N2, HCl, HF, CH3F, NH3, FCO2,COFCl, CH3Br, CH3Cl…)

- les molécules détectées dans le milieu interstellaire, en vue de préparer les observations futures, inégalées à la fois dans la précision et l’étendue du domaine spectral utilisable, des radiotélescopes HIFI/Herschel&, ALMA& et SOFIA& (CH3COOH, HCOOCH3 et ses isotopes, CH2DOH, CH3COD, CH3CONH2, CH2DCONH2, 15NH2D et 15ND2H …)

- les molécules prébiotiques et biomimétiques : outre leur intérêt astrophysique et exobiologique, certaines biomolécules simples peuvent être considérées comme biomimétiques. Ce concept biomimétique consiste en la réduction de la taille du système moléculaire (ce qui permet de l’étudier par la spectroscopie à haute résolution) à une brique élémentaire (acide aminé, petit peptide, ...) qui imite certaines propriétés des structures biologiques plus grandes. De telles études spectroscopiques en phase diluée permet de valider les calculs de chimie quantique de petites molécules d’intérêt biologique et de fournir des données structurales, conformationelles ou photochimiques servant de « benchmark », pour l’étude de plus gros systèmes (dipeptide de l’alanine, esters organiques, acétamide, etc).

B) Constitution de bases de données

Nos travaux de spectroscopie alimentent largement les banques de données (BdD) spectroscopiques, pour les positions et intensités de raies comme pour la description des effets de la pression. Il s’agit de BdD "publiques" et généralistes (HITRAN$, GEISA$, MIPAS$, JPL$, CDMS$, SPLATALOGUE$…) ou dédiées à un instrument particulier (MIPAS$, GOSAT$). Un exemple d’amélioration de la BdD GEISA& est donné dans la figure ci-dessous pour le formaldéhyde (H2CO). Pour cette espèce, des mesures d’intercalibration ont été réalisées en laboratoire où ont été mesurées, pour la première fois,simultanément, les sections efficaces du formaldéhyde dans le domaine UV et dans le domaine infrarouge.

(a)

(b)

Fig. 2. (a) Amélioration de la banque de données GEISA-ETHER/HITRAN grâce à la liste de raies établies au LISA (a) (bleu) qui améliorent les travaux antérieurs (rouge). Notons que la région 100-1800 cm-1 était inexistante avant nos travaux ; (b) Premières déterminations de l’abondance de H2CO en fonction de l’altitude par l’instrument satellitaire MIPAS dans la région de 5.7 mm, résultats possibles grâce à la liste de raies du LISA (Steck et al 2008)

 

C) Validation et conséquences des études au laboratoire par et sur des spectres atmosphériques ou astrophysiques

Les spectres atmosphériques sont également utilisés pour tester les outils et données issus de nos travaux de spectroscopie. Un exemple est le formaldéhyde, dont le profil vertical a pu être mesuré pour la première grâce à la liste de raies du LISA (fig.2). Les détections des isotopes de HCOOCH3 ou de l’ammoniac deutéré dans le nuage interstellaire Orion, possibles grâce à nos modélisations illustrent aussi l’intérêt des travaux spectroscopiques (Fig.3).

Première détection du formate de méthyle H13COOCH3 dans le nuage interstellaire Orion par le télescope IRAM [Carvajal et al 2009], grâce à une modélisation de son spectre microonde faite au LISA. Spectre observé (en noir) comparé à la modélisation des raies de type A (en rouge).

Spectre infrarouge lointain des espèces 15NH2D et 15ND2H enregistré au LISA en rouge, spectre calculé en bleu, (Elkeurti et al 2008). Ces travaux ont permis la première détection de 15NH2D, dans des nuages interstellaires denses Barnard-1b et L1689N (Gerin et al 2009). Ces études permettent de fixer des contraintes sur les rapports isotopiques 13C/12C et 15N/14N.

Nous avons également pu démontrer l’importance de la prise en compte de certains effets collisionnels sur les spectres atmosphériques. Il s’agit là d’une étape déterminante avant de diffuser nos modèles et données dans la communauté des atmosphéristes. Pour cela, des inversions des spectres atmosphériques ont été effectuées pour évaluer les conséquences de nos travaux sur la télédétection des profils verticaux de gaz, des colonnes de CO2, du champ de pression. Un exemple est donné dans la figure suivante pour CO2, dont les puits et sources sont les cibles des projets satellitaires « Orbiting Carbon Observatory » (OCO) et « Grenhouse gases Observation SATellite » (GOSAT).


Fig. 4. Influence des interférences collisionnelles entre raies (Line-Mixing) de CO2 vers 2.1 mm, une des régions retenues par les satellites OCO et GOSAT pour déterminer les colonnes de CO2 dans l’atmosphère [Hartmann , Ha et al, 2009].

 

Citons enfin, pour exemple, les simulations de spectres enregistrés par le spectromètre CIRS& à bord de Cassini permettant l’obtention de valeurs fiables des abondances de C3H8, 13CH3D ou encore de C4H2 et de HC3N dans l’atmosphère de Titan. Ces travaux impliquent des collaborations entre expérimentateurs , théoriciens et planétologues.