# Understanding the temperatures of H3+ and H2 in diffuse interstellar sightlines

**Authors:** Jacques Le Bourlot, Evelyne Roueff, Franck Le Petit, Florian Kehrein, Annika Oetjens, Holger Kreckel  
**arXiv:** [2303.16070](https://arxiv.org/abs/2303.16070)  
**Date:** 2023-03-28  
**Summary page:** https://www.summarizepaper.com/fr/paper/2303.16070v1/

## Key points

- Le H3+ est une espèce importante pour la chimie en phase gazeuse du milieu interstellaire.
- Les observations de H3+ sont utilisées pour contraindre les paramètres physiques et chimiques des environnements interstellaires.
- Les populations des états rotationnels les plus bas de H3+ sont fortement affectées par la réaction de formation.
- Les ions H3+ subissent une thermalisation incomplète avant leur destruction par des électrons libres.
- Pour une analyse quantitative, il est nécessaire de considérer plus de deux niveaux d'H3+, et d'inclure des transitions radiatives ainsi que des collisions avec H2.
- Les modèles typiques pour lignes diffuses interstellaires montrent un très bon accord avec les données observationnelles, résolvant ainsi la différence perçue de température attribuée à ces deux espèces fondamentales.
- Il y a une brève présentation de l'état des connaissances sur les configurations de spin nucléaire et les niveaux rotationnels de H3+ et H2, ainsi que des détails sur les processus importants qui régissent le rapport ortho-para des populations d'états de H3+.

## Summary

Le triatomique ionisé H3+ est l'une des espèces les plus importantes pour la chimie en phase gazeuse du milieu interstellaire. Les observations de H3+ sont utilisées pour contraindre les paramètres physiques et chimiques importants des environnements interstellaires. Nous montrons que les populations des états rotationnels les plus bas de H3+ sont fortement affectées par la réaction de formation et que les ions H3+ subissent une thermalisation incomplète avant leur destruction par des électrons libres. De plus, nous constatons que pour une analyse quantitative, il est nécessaire de considérer plus de deux niveaux d'H3+, et qu'il est crucial d'inclure des transitions radiatives ainsi que des collisions avec H2. Nos modèles typiques pour lignes diffuses interstellaires montrent un très bon accord avec les données observationnelles, et ils peuvent donc finalement résoudre la différence perçue de température attribuée à ces deux espèces fondamentales. En outre, le document fournit une brève présentation de l'état des connaissances sur les configurations de spin nucléaire et les niveaux rotationnels de H3+ et H2, ainsi que des détails sur les processus importants qui régissent le rapport ortho-para des populations d'états de H3+.