Formation stellaire, Étoile, Disque, Accrétion, Radiation, Gravité, Turbulence, Champ magnétique

Les étoiles se forment à la suite de l'effondrement de coeurs 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 coeur 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 coeurs 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 coeur 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 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.