Origin of stellar masses : effects of the Milky Way environments

Origine de la masse des étoiles : influence des environnements de la Voie Lactée L'origine de la masse des étoiles, élément central dans l'étude de leur formation, reste une question ouverte de l'astrophysique moderne. Il est maintenant bien établi que les étoiles se forment dans des nuages moléculaires et, plus particulièrement, dans des fragments de gaz très denses dénommés cœurs. Depuis deux décennies, les observations suggèrent que la distribution en masse de ces cœurs (CMF) a une forme qui ressemble à celle de la distribution en masse des étoiles (IMF). Des études récentes dans des environnements plus denses et plus dynamiques suggèrent toutefois l'existence de régions présentant un excès de cœurs massifs qui remettent en question ce paradigme. Afin de mieux comprendre la CMF et l'influence de l'environnement sur la formation des étoiles, j'ai analysé, au cours de ma thèse, les observations ALMA du proto-amas massif W43-MM2&MM3 (d=5.5 kpc).J'ai construit le catalogue de cœurs le plus complet à ce jour pour un proto-amas massif. La partie haute masse de la CMF peut être ajustée par une loi de puissance, qui est quantitativement plus plate que celle généralement utilisée pour décrire l'IMF, dite de Salpeter. Cette CMF textit{top-heavy} présente un excès de cœurs massifs au regard du nombre de cœurs de faible masse, ce qui suggérerait une formation d'étoiles atypique dans W43-MM2&MM3. J'ai également tenté de prédire l'IMF résultante en appliquant plusieurs modèles de fragmentation des cœurs, de conversion de la masse des cœurs en étoiles et de partition de masse entre sous-fragments, tous supposés traduire l'évolution temporelle d'une proto-étoile jusqu'à la séquence principale. Ces modèles n'ont pas été en mesure de réconcilier la partie haute masse de la CMF avec l'IMF de Salpeter. Mes résultats dans cette région massive confirme ceux de quelques études pionnières et remettent en question l'universalité de la CMF et peut-être même la relation CMF/IMF.J'ai ensuite recherché les propriétés physiques de l'environnement qui influence la forme de la CMF des proto-amas. Dans W43-MM2&MM3, séparé en sous-régions, j'ai donc caractérisé la fonction de densité de probabilité (PDF) appliquée à la densité de colonne et étudié la ségrégation en masse des cœurs. Leurs caractéristiques ont été utilisés pour proposer une classification de ces sous-régions selon une séquence évolutive. L'activité de formation stellaire varie dans W43-MM2&MM3, avec une hausse suffisamment forte pour être qualifiée de textit{burst} dans certaines sous-régions. Seules les sous-régions avec des densités de colonne extrêmement élevées favoriseraient la formation des cœurs massifs, et donc potentiellement la formation d'étoiles massives.À l'approche du textit{burst}, la partie haute masse de la CMF semble ainsi passer d'une pente proche de l'IMF de Salpeter à textit{top-heavy}. Une fois cette phase achevée, elle pourrait retrouver une pente proche de l'IMF de Salpeter, une hypothèse qui reste à tester.