Théories et simulations de collisions moléculaires réactives pour la chimie primordiale

Contexte scientifique : La cle de la comprehension, de la formation des premiers objets gravitationnels de l'Univers, (notamment les premieres etoiles) se trouve dans des modeles complexes visant a decrire le processus de condensation du gaz primordial. Ce processus long, complexe et difficile souleve quantites de questionnement relevant de la physique gravitationnelle non-lineaire, de la thermodynamique et dynamique d'un gaz en effondrement mais aussi de la mecanique quantique des milieux reactionnels moleculaires. Nous savons que les molecules sont apparues tres tot dans l'histoire de l'Univers et sont susceptibles d'engendrer d'importantes consequences sur la dynamique des proto-structures [1, 2], precurseurs des premiers objets gravitationnels de l'Univers (premieres etoiles dites de population III). Le refroidissement provoque par la de-excitation radiative (apres excitation collisionnelle) des niveaux ro-vibrationnels des molecules engendrent (sous certaines conditions donnees par la dynamique du milieu en effondrement gravitationnel) une instabilite thermique. Cette instabilite peut conduire a la fragmentation de la proto-structure. Pour suivre au plus pres cette dynamique, il est crucial de comprendre l'evolution de l'equation d'etat de cet ensemble gazeux et donc les processus collisionnels moleculaires s'y deroulant [3]. But de la these : Le but principal de cette these est donc de repondre a des questions tres actuelles concernant l'impact de la dynamique reactionnelle de H2 sur l'effondrement gravitationnel du gaz primordial qui mene aux premieres structures gravitationnelles. Il s'agira notamment de s'interesser au processus dominant, la recombinaison a 3 corps (H+H+H → H2+H), qui se produit dans la phase d'effondrement gravitationnel pour des densites superieures a 108 atome.cm-3. Ce processus de formation a 3 corps reste encore mal connu a l'heure actuelle. En effet, les valeurs de la constante de vitesse cinetique de formation de H2 calculees ces dernieres annees (pour la gamme de temperature 100 - 10 000 K) sont en desaccord par plusieurs ordres de grandeur [4]. Or, de nombreuses etudes sur la dynamique d'effondrement gravitationnel ont montre que la fragmentation des proto-nuages, et donc leur masse initiale, est fortement dependante de la valeur de la constante de recombinaison a 3 corps [5, 6]. Une premiere partie de la these sera consacree a l'utilisation de methodes de physique moleculaire theorique et numerique pour l'etude de la dynamique reactionnelle moleculaire de ce type de processus (H + H + H→ H2 + H et la reaction inverse) impliquant la formation ou la destruction de l'hydrogene moleculaire et sur un grand domaine de temperatures. Il s'agira notamment de calculer la section efficace de reaction d'etat a etat et d'en deduire la constante de vitesse cinetique pour ce mecanisme a 3 corps au moyen d'un formalisme classique (methode des trajectoires quasi-classiques) et quantique (comme par exemple la methode des paquets d'ondes) de la dynamique reactionnelle. Une deuxieme partie de la these se consacrera a l'etude des processus reactionnels de formation de l'hydrogene moleculaire deutere HD (reaction D+ + H2 → HD + H+). Bien que moins abondant que H2, il peut egalement refroidir efficacement le gaz primordial durant son effondrement. Pour mener a bien ce travail de these, le candidat s'appuiera sur des etudes de dynamique reactionnelle anterieures effectuees dans l'equipe [7, 8] sur ce type de processus mais aux basses temperatures du milieu interstellaire. Le candidat aura a elargir ces simulations numeriques pour le regime des hautes temperatures (environ 1000 K). L'ensemble de ces nouveaux resultats obtenus au niveau de la dynamique reactionnelle seront alors utilises pour contraindre de nouvelles simulations hydrodynamiques d'effondrement du gaz primordial.