On the formation of massive stars : a numerical approach

Formation des étoiles massives : une approche numérique La compréhension de la formation des étoiles de faible et haute masses est un enjeu fondamental de l’astronomie moderne. Elles naissent de l’effondrement de cœurs gravitationnellement instables dans le milieu interstellaire qui est tout sauf simple à modéliser : les énergies gravitationnelle, de turbulence, magnétique, radiative et des rayons cosmiques sont à l’équipartition. Ainsi, les simulations numériques sont précieuses pour étudier la formation stellaire. Dans ce travail, nous nous sommes intéressés à la formation des étoiles massives, qui sont très lumineuses et exercent une grande pression radiative qui peut, dans un cas unidimensionnel simple, arrêter l’accrétion de matière en cours. Les simulations multidimensionnelles et un traitement spécifique de la radiation stellaire sont deux ingrédients essentiels. Dans ce but, le principal travail de cette thèse a été le couplage numérique de deux méthodes de transfert radiatif. Avec ce nouvel outil, nous nous sommes concentrés sur trois axes : les mécanismes d’accrétion, d’éjection, et la formation de systèmes stellaires multiples.Le cœur de cette thèse a été le couplage numérique de deux méthodes de transfert radiatif dans le code RAMSES (Teyssier, 2002) et sa validation via des cas-tests de transfert radiatif pur. Alors, nous avons appliqué cette méthode dans le contexte d’hydrodynamique radiative de l’effondrement d’un cœur massif pré-stellaire. Nous avons montré que la force radiative est plus grande en comparaison avec la méthode utilisée jusqu’à présent, induisant la formation de cavités radiatives plus larges et d’une accrétion légèrement plus faible. De plus, nous avons interrogé la présence et l’accrétion par des instabilités de Rayleigh-Taylor radiatives au bord de ces cavités, dont l’existence était débattue activement dans la communauté. Nous avons montré que leur absence dans nos simulations sont d’origine physique plutôt que numérique.Dans le cadre d’un projet en cours en collaboration avec A. Oliva et R. Kuiper (Univ. De Tübingen), nous avons mené une étude comparative entre nos codes respectifs lorsqu’il s’agit de modéliser la fragmentation de disques d’accrétion et la formation de systèmes stellaires multiples qui s’en suit. Avec une grille Cartésienne (plutôt que leur grille sphérique), nos résultats montrent la formation d’un système binaire ou triple, tandis qu’ils obtiennent une étoile unique. Lorsqu’un système multiple est suffisamment dominé en masse par un objet unique, nos codes montrent un accord correct en ce qui concerne le profil de rotation du disque et sa structure en température.Enfin, nous avons développé des simulations numériques originales de cœur turbulents magnétisés avec diffusion ambipolaire et la méthode de transfert radiatif hybride développée. Nous avons identifié la tour magnétique comme étant le mécanisme d’éjection dominant, excepté à proximité de l’étoile massive, où la force radiative domine. Nous avons comparé les propriétés des éjections à celles des échantillons statistiques observationnels. Nos résultats tendent à montrer un bon accord, sous réserve que nos conditions initiales soient représentatives des progéniteurs d’étoiles massives les moins massifs, et que la collimation ne soit pas intrinsèque au mécanisme d’éjection mais dépende également de facteurs environnementaux. Ces questions nécessitent donc de plus amples recherches. Nous avons identifié l’accrétion par un disque comme l’unique mécanisme d’accrétion, avec des disques bien plus petits que prévus par les simulations d’hydrodynamique radiative, et en accord avec des résultats récents de formation d’étoile de faible masse. Pour conclure, nous avons interrogé l’alignement disque-éjection-champ magnétique. Nos résultats sont cohérents avec un alignement disque-champ magnétique aléatoire et un légèrement meilleur alignement éjection-champ magnétique lorsque le milieu est peu turbulent.