Une détermination quantique du taux de conversion entre les formes ortho et para de la molécule d’hydrogène

En collaboration avec des collègues espagnols de l’Instituto de Fisica Fundamental, des physiciens et astrophysiciens du Laboratoire Interdisciplinaire Carnot de Bourgogne (CNRS / Université de Bourgogne), du Laboratoire d’Ondes et Milieux Complexes (CNRS / Université du Havre), de l’Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble (CNRS / Université Joseph Fourier) et de l’Observatoire de Paris viennent d’ouvrir une nouvelle piste vers la compréhension quantitative des processus de transformation de l’ortho-H2 en para-H2 dans l’Univers. Ils ont réalisé des calculs exacts de ce processus qui met en jeu la réaction H+ + H2 en faisant appel à une méthode de dynamique purement quantique combinée avec un potentiel d’interaction très précis du système H3+. Ces résultats vont servir à améliorer notre compréhension du rôle joué par le rapport ortho/para de H2 dans l’Univers et son évolution.

La molécule d’hydrogène, H2, est la molécule la plus abondante dans l’Univers. Elle est au cœur de l’ensemble de la physico-chimie du milieu interstellaire. Cette molécule existe sous deux formes appelées ortho-H2 et para-H2 ; dans l’ortho-H2 les spins des deux protons ont la même orientation, tandis que dans le para-H2, ils sont orientés tête-bêche. Les physiciens ont analysé avec une approche quantique la réaction entre H2 et l’ion H+ (autrement dit un proton seul) qui est le principal mécanisme pour convertir l’ortho-H2 en para-H2 dans la plupart des environnements astrophysiques. Ces calculs quantiques fournissent pour la première fois un taux de conversion rigoureux pour la transition ortho-para qui joue un rôle clé en astrophysique dans le refroidissement des objets où règnent de très basses températures comme les nuages denses et froids (environ -260 °C). Ce résultat a aussi une grande importance dans la chimie du deutérium qui dépend de manière importante de l’abondance en ortho-H2. Il s’agit là notamment d’améliorer notre connaissance sur la formation du système solaire en expliquant pourquoi le contenu en eau deutérée (HDO) des océans terrestres est différent de celui mesuré dans les planètes géantes ou dans les comètes.

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