| Les étoiles se forment à la suite
de l’effondrement de cœurs denses gravitationnellement instables. Ce processus, bien
qu’il se soit produit d’innombrables fois dans
l’Univers, reste mal compris en raison des
défis liés à l’observation des régions de formation d’étoiles, ainsi que des difficultés
théoriques associées à la modélisation d’un
processus hautement non linéaire dans lequel
l’hydrodynamique autogravitante, les champs
magnétiques, le transfert radiatif et la turbulence se produisent tous simultanément et
présentent un réseau complexe d’interactions.
À cet égard, les simulations numériques ont
offert des informations inestimables qui ont
ouvert la voie à une grande partie de notre
compréhension dans ce domaine. Plus particulièrement, ceux-ci ont révélé une séquence
évolutive en deux étapes dans laquelle se
forme un premier cœur en équilibre hydrostatique, qui lui-même s’effondre à nouveau
pour former une protoétoile. Ce deuxième
effondrement gravitationnel est un processus
hautement dynamique et, en tant que tel,
constitue une entreprise difficile d’un point
de vue numérique. Au cours de ma thèse,
j’ai réalisé des simulations magnétohydrodynamiques résistives radiatives de pointe de
l’effondrement de cœurs denses turbulents
jusqu’à des densités stellaires. La plage dynamique impliquant 25 ordres de grandeur en
densité et 8 en étendue spatiale est abordée
avec le code de maillage adaptatif RAMSES.
Les propriétés de la protoétoile nouvellement
née et celles de son disque circumstellaire sont
étudiées avec un niveau de détails sans précédent, et les calculs vont au-delà de nombreux
articles antérieurs. Je présenterai les informations que nous avons acquises sur certaines
questions majeures liées à la formation des
étoiles grâce à ces simulations. Tout d’abord,
j’ai effectué des calculs d’hydrodynamique radiative en symétrie sphérique dans le but
d’étudier les propriétés et le comportement
de la protoétoile, où j’ai constaté qu’elle était
turbulente à la naissance malgré sa stabilité
aux mouvements convectifs. Cela est dû à
une instabilité au niveau du choc d’accrétion
qui se déclenche peu après la naissance de
la protoétoile. La turbulence est ensuite entretenue par l’accrétion. Cela a des implications sur les modèles d’évolution pré-stellaire,
ainsi que sur l’évolution du champ magnétique implanté dans la protoétoile à la naissance. À la suite de cela, j’ai réalisé des simulations avec de la turbulence dans le cœur
dense initial, qui conduisent à la formation
de disques circumstellaires entourant la protoétoile. Les propriétés du disque naissant,
ainsi que son évolution dans le temps, sont
étudiées en détail. De manière remarquable,
nous constatons qu’un disque circumstellaire
se forme suite à la rupture rotationnelle de
la protoétoile lorsqu’elle accrète rapidement
les matériaux de son environnement. Enfin,
j’ai réalisé des simulations prenant en compte
les champs magnétiques, qui modifient drastiquement la dynamique du gaz par freinage
magnétique. Nous constatons qu’un champ
magnétique d’un kilogauss est implanté dans
i
la protoétoile à la naissance, et malgré le
freinage magnétique, elle atteint néanmoins
la vitesse de rupture et forme un disque circumstellaire. La magnétisation du disque
provoque un transport efficace du moment
cinétique, ce qui conduit à des propriétés du
disque différentes de celles des essais hydrodynamiques. Ces résultats ont mis en lumière les plus petites échelles spatiales pertinentes pour la formation et l’évolution des
disques protostellaires et circumstellaires, approfondissant ainsi notre compréhension des
objets qui deviendront plus tard des systèmes
planétaires. |
