Modelling magnetized accretion columns of young stars in the laboratory

Modélisation en laboratoire de la dynamique d'accrétion des étoiles jeunes en milieux magnétisé. Le travail présenté dans cette thèse s’inscrit dans le domaine de l'astrophysique de laboratoire, qui consiste à étudier en laboratoire des processus physiques qui se produisent dans des objets astrophysiques. Les principaux avantages ici sont que les processus peuvent être étudiés de manière contrôlée et que leur dynamique complète peut être étudiée. Présentement, nous avons profité des installations laser à haute intensité pour effectuer nos études.Pour cela, dans ce manuscrit, seront traitées les questions liées à l'astrophysique de laboratoire qui impliquent l'interaction d’un plasma en détente dans le vide en présence d’un champ magnétique ambiant. La présence d'un champ magnétique dans une variété de phénomènes astrophysiques rend l’introduction de cette composante magnétique dans le laboratoire nécessaire afin que ces études soient pertinentes. Pour ce faire, en collaboration avec Laboratoire National des Champs Magnétiques Intenses -LNCMI, une bobine Helmholtz, spécialement conçue pour travailler dans un environnement laser a été développée, permettant d'atteindre une force de champ magnétique jusqu'à 30 T.Les objets astrophysiques sur lesquels cette étude est centrée sont les étoiles jeunes ou « Young Stellar Objects » (YSOs). Plusieurs étapes du processus de formation de ces étoiles seront ici étudiées : (i) la génération de jets collimatés à très grande échelle, (ii) la dynamique d'accrétion impliquant, dans la représentation standard, des flux de matière tombant sur la surface de l’étoile sous forme de colonnes magnétiquement confinées, et (iii) des canaux d'accrétion plus exotiques, comme l'accrétion équatoriale qui implique la propagation du plasma perpendiculairement aux lignes de champ magnétique.Plus précisément, dans un premier chapitre, la dynamique de formation des jets sera discutée. Une première partie est dédiée au mécanisme de formation de jet dans un champ magnétique poloïdal (aligné par rapport à l'axe principal d’expansion du plasma). Une seconde partie traite de la distorsion d'une telle formation de jet par l'interaction du même plasma en expansion avec un champ magnétique désaligné (c'est-à-dire présentant un angle par rapport à l'axe d’expansion du plasma). Enfin, une troisième partie détaille la propagation du plasma dans un champ magnétique perpendiculaire. Cette dernière partie nous permet d'étudier des canaux exotiques d'accumulation de matière sur les étoiles, consistant en une accrétion du disque d’accrétion directement vers l'étoile, c’est-à-dire sur le plan équatorial, impliquant une propagation orthogonale aux lignes de champ magnétiques. Le deuxième chapitre aborde le thème de la dynamique d'accrétion par l'intermédiaire de colonnes de matière magnétiquement confinées, tombant sur la surface stellaire. En utilisant la même configuration expérimentale que dans le premier chapitre, le jet formé (dans le cas du champ magnétique parfaitement aligné) est utilisé pour imiter la colonne d'accrétion et est lancé sur une cible secondaire qui agit comme la surface stellaire. La dynamique de choc à l'emplacement de l'obstacle est soigneusement étudiée et des liens avec les observations de phénomènes d’accrétion astrophysique sont construits. Un cocon de plasma, formé autour de la région d'impact via l'interaction avec le champ magnétique, est observé être similaire à celui trouvé dans les simulations astrophysiques. Ce cocon est un élément important en tant que milieu potentiel d'absorption des émissions X. Ce milieu permettrait en effet d'expliquer les écarts observés entre les émissions UV / optiques et les émissions X provenant des étoiles lors des phases d’accrétion.