A l’occasion de cette réunion seront discutées les dernières avancées sur les principales questions scientifiques traitées par le PCMI, dont quelques-unes étant d’une très forte actualité..

Le milieu interstellaire (‘interstellar medium’ ou ISM) de la Voie Lactée aux galaxies lointaines externes

On peut d’abord s’interroger sur la façon dont se forment les nuages moléculaires géants : les principales raies de refroidissement de l’ISM (par exemple, OI, CII, H2, CO, …) sont-elles dans la Voie Lactée bien interprétées du point de vue des abondances ? Les modèles PDR stationnaires reproduisent-ils correctement l’interaction entre les régions HII et les nuages moléculaires ? Quel est l’impact d’un champ FUV anisotrope ? Quelle est la distribution en taille de la poussière dans le gaz dense ? Le gaz et la poussière sont-ils couplés ? Les propriétés des nuages moléculaires et l’efficacité de la formation des étoiles sont-elles affectées par leur environnement (par exemple, les bras/inter-bras, …) ? Comment les phénomènes énergétiques (rayons cosmiques, SNs, …) affectent la structure de l’ISM ? Quelle est la quantité de poussière produite dans les supernovae ? Par ailleurs, l’étude des gaz moléculaires dans les galaxies proches et lointaines nécessite l’utilisation de traceurs indirects de la masse moléculaire : Quels sont les meilleurs traceurs moléculaires du gaz dense qui peuvent être détectés dans les galaxies proches ? Quelles sont les propriétés des poussières dans les galaxies proches ? Les modèles de poussière pour notre propre galaxie, peuvent-ils être appliquées aux galaxies proches (LMC, SMC, M81, .…) ? Que nous dit la détection de molécules au sujet des premières galaxies ? Quel est l’impact des processus chimiques sur la première génération d’étoiles ?

De nuages ​​moléculaires aux systèmes protoplanétaires

Quels mécanismes physiques/chimiques dans l’ISM régulent la formation et les propriétés des filaments, des coeurs denses, des étoiles et les disques protoplanétaires ? Quels phénomènes physiques pourraient être à l’origine des propriétés universelles des filaments ? Les filaments sont-ils sous-structurés en fibres ? Quels modes de fragmentation des coeurs mènent à la formation de plusieurs systèmes ? Quelle est l’origine des molécules dans les jets protostellaires et quel est l’effet en retour de ces jets sur la formation des étoiles ? Quand les disques circumstellaires se forment-ils ? Comment la composition/taille du gaz et des poussières évoluent-elles depuis les coeurs jusqu’aux proto-étoiles et les disques, et à l’intérieur des disques protoplanétaires ? Quels sont les rôles respectifs de la croissance de la glace/désorption, de la coagulation des grains, de l’irradiation par des UV, des chocs, des instabilités ? Quelle est la limite atteinte par la complexité chimique dans les disques ?

Sur l’origine de la complexité de la matière

Des observations récentes, et des expériences de laboratoire ont réactualisés des problèmes de longue date : Quelles sont les structures à base de carbone les plus stables dans l’espace ? Tous les DIB sont-ils associés à des fullerènes ? Quel est le rôle de la dissipation des chocs/turbulence dans la chimie des nuages diffus ? Les molécules ramifiées d’alkyle, sont-elles une première étape vers des cycles aromatiques ?

Quelle est l’importance relative des chimies top-down et bottom-up sur le budget moléculaire global ? Pourquoi des molécules organiques complexes (COMs) sont-elles détectées dans des environnements inattendus (des coeurs froids, PDR, etc …) ? Pourquoi les COMs sont-elles difficiles à détecter dans les comètes ? Comprenons-nous le lien entre les rapports isotopiques dans le système solaire et l’ISM local ? Que pouvons-nous apprendre des grains pré-solaires ? Comment sont-ils représentatifs de la poussière de l’ISM ? Comment la poussière se forme-t-elle et évolue-t-elle dans les coquilles circumstellaires autour des étoiles évoluées ? De la poussière réfractaire peut-elle être formée dans l’ISM ? Sous quelles formes sont incorporés le fer et le soufre dans les grains de poussière ? Qu’est-ce qui explique les abondances relatives des isomères organiques ? Comment tracer le rapport ortho/para ? Que faut il mesurer en premier dans le cadre d’une la chimie état à état ? Quels sont les composés moléculaires clés a étudier dans l » espace et en laboratoire pour comprendre la chimie interstellaire ? Peut on modéliser la chimie de surface de maniére réaliste ? Les états moléculaires excités jouent ils un rôle dans la chimie des PDR ?

Pour la première fois, en plus des sessions ordinaires habituelles, il y aura 4 ateliers de discussion consacrés à des thèmes spécifiques proposés par la communauté PCMI. Ces ateliers ont pour but de rassembler des spécialistes et des personnes intéressées pour discuter de façon approfondie et échanger leur point de vue sur les sujets suivants :

 Étude astrostatistique de l’ISM
 Dynamique et magnétisme dans l’ISM
 Collisions inélastiques et réactivité d’état à état en phase gazeuse
 Réactivité sur les grains/glaces interstellaires

Nous espérons un large public pour aborder ces questions ainsi que d’autres.

Le PCMI est une « action sur projet » du CNRS-INSU (Sciences de l’Univers), également soutenu par le CNRS-INP (Institut de physique), le CNRS-INC (Institut de chimie), et le CNES (Centre National d ’ Études spatiales).