Etude des effets de la magnétohydrodynamique non idéale sur la formation des étoiles de faible masse

Non-ideal magnetohydrodynamics in low-mass star formation

• Auteur / Autrice : Jacques Masson
• Direction : Gilles Chabrier, Patrick Hennebelle
• Type : Thèse de doctorat
• Discipline(s) : Physique
• Date : Soutenance le 13/11/2013
• Etablissement(s) : Lyon, École normale supérieure
• Ecole(s) doctorale(s) : École doctorale de Physique et Astrophysique de Lyon (1991-....)
• Partenaire(s) de recherche : Laboratoire : Centre de Recherche Astrophysique de Lyon (1995-....)
• Jury : Président / Présidente : Guillaume Pineau des Forêts
• Jury : Examinateurs / Examinatrices : Gilles Chabrier, Patrick Hennebelle, Guillaume Pineau des Forêts, Philippe André, Sébastien Fromang, Jonathan Ferreira
• Jury : Rapporteurs / Rapporteuses : Philippe André, Sébastien Fromang

Mots clés

Mots clés contrôlés

Transfert radiatif

Disques protoplanétaires

Théorie dynamo (physique spatiale)

Magnétohydrodynamique

Formation stellaire

Mots clés libres

Formation d’étoiles

Magnétohydrodynamique

Dynamo

Disques protoplanétaires

Transfert radiatif

Réseau chimique

Star formation

Magnetohydrodynamics

Dynamo

Disks

Radiative transfer

Chemical network

Résumé

Le processus de formation d’étoiles se déroule selon plusieurs phases. Tout d’abord une phase à grande échelle, durant laquelle le nuage moléculaire se fragmente sous l’action de sa propre gravité et de la turbulence en coeurs denses gravitationnellement instables. Dans ces fragments le milieu est optiquement mince, l’énergie libérée par le travail de compression s’échappe sous forme de rayonnement, d’où un processus quasi isotherme. Lorsque le nuage devient optiquement épais à son propre rayonnement, la matière en effondrement forme un objet en équilibre hydrostatique appelé premier cœur dit de Larson. S’ensuit une phase d’accrétion, qui conduit ultimement à la dissociation du dihydrogène. Une partie du travail de compression est alors absorbée par l'énergie de dissociation de la molécule, et non plus convertie en énergie thermique, permettant à l'effondrement de recommencer. Lorsque que toutes les molécules de dihydrogene ont été dissociées, la phase adiabatique recommence et le second cœur de Larson (proto-étoile) est formé.L'ajout des éléments nécessaires au traitement de la magnétohydrodynamique (MHD) non-idéale dans le code à grille adaptative RAMSES constitue la première partie de la thèse. L'étude détaillée des stades ultimes (premier et second cœur de Larson) de la formation des étoiles constitue la seconde partie de la thèse. Cette étude a pu mettre en évidence des effets importants de la MHD non-idéale sur la répartition du champ magnétique et l'efficacité du transport de moment angulaire.

Stars formation occurs in several steps. First a large scale phase during which the molecular cloud undergo fragmentation due to its self-gravity and turbulence. In the gravitationally unstable fragments the medium is optically thin causing all the energy generated by the collapse to escape freely. This is called the isothermal compression phase. When the cloud becomes optically thick to its own radiation, an hydrostatic core forms: the first Larson core. Follow an adiabatic accretion phase ending up ultimately in the dissociation of dihydrogen molecules. Part of the energy from the gravitational collapse is absorbed by the chemical process allowing for another quasi isothermal collapse to start until depletion of dihydrogen molecules. When the adiabatic phase is restored, the second Larson core (proto-star) is formed.Coding the non-ideal magnetohydrodynamics (MHD) solver in the adaptive mesh refinement code RAMSES has been the focus for the first part of the thesis. The precise study of the last steps (first and second Larson core) of star formation is the second part of the thesis. This study highlighted the impact of non-ideal MHD on the magnetic field repartition and the efficiency of the angular momentum transport.