Analytical and numerical study of the flows surrounding forming stars
Etude analytique et numérique des flots autour des étoiles jeunes
Résumé
This thesis is built in two distinct parts, treating of two different
astrophysical topics: i) in the first (and main) part, work related to star formation is presented whereas ii) the second part deals with cosmic rays.
When a star forms, huge bipolar ejections of material, under the
form of jets and molecular outflows, are observed as accretion proceeds onto the central object. After an introduction giving a large overview of the star formation process, we focus on the different ``standard'' approaches used to model molecular outflows. An alternative and complementary model is then built: the transit model. It is a self-similar MHD model where part of the infalling material is being diverted into an outflow when approaching the central object. It is shown that the transit allows to reach the huge mass rates observed in massive star formation, in opposition to the ``standard'' approaches. The model is thoughtfully studied with a Monte Carlo exploration of the parameter space and two families of solutions are put to the fore.
The transit model gives a large-scale description of the protostellar environment, showing both density and velocity structures. It is in such a medium that a jet launched from the accretion disk will propagate and a preliminary numerical study of this propagation shows that the morphology and kinematics of the jet is strongly affected by the ambient medium. We conclude in the importance of a good description of the latter and the urge of leaving the ``uniform and motionless medium'' usually used in such simulations.
The second part focuses on the nuclear component of the Galactic cosmic rays. After being accelerated in supernova remnants, these nuclei propagate through the Galaxy and its halo. Eventually, some of them reach the Earth where they are detected. A good understanding of the propagation processes is compulsory in order
to derive the source abundances from the measured ones.
In this work, we focus on ultra-heavy nuclei, in connexion with the UHCR Experiment, and study how the local structure of the Galaxy, the so-called ``local bubble'', affects the propagation. We find that the local sub-density surrounding the Solar neighbourhood does play an important role in the determination of the source abundances and that the effect tends towards a better agreement between the source abundances and the solar abundances for these heavy nuclei. Some very crude approximations have been used in this preliminary study and we give, in a final chapter, some future developments that should be implemented.
astrophysical topics: i) in the first (and main) part, work related to star formation is presented whereas ii) the second part deals with cosmic rays.
When a star forms, huge bipolar ejections of material, under the
form of jets and molecular outflows, are observed as accretion proceeds onto the central object. After an introduction giving a large overview of the star formation process, we focus on the different ``standard'' approaches used to model molecular outflows. An alternative and complementary model is then built: the transit model. It is a self-similar MHD model where part of the infalling material is being diverted into an outflow when approaching the central object. It is shown that the transit allows to reach the huge mass rates observed in massive star formation, in opposition to the ``standard'' approaches. The model is thoughtfully studied with a Monte Carlo exploration of the parameter space and two families of solutions are put to the fore.
The transit model gives a large-scale description of the protostellar environment, showing both density and velocity structures. It is in such a medium that a jet launched from the accretion disk will propagate and a preliminary numerical study of this propagation shows that the morphology and kinematics of the jet is strongly affected by the ambient medium. We conclude in the importance of a good description of the latter and the urge of leaving the ``uniform and motionless medium'' usually used in such simulations.
The second part focuses on the nuclear component of the Galactic cosmic rays. After being accelerated in supernova remnants, these nuclei propagate through the Galaxy and its halo. Eventually, some of them reach the Earth where they are detected. A good understanding of the propagation processes is compulsory in order
to derive the source abundances from the measured ones.
In this work, we focus on ultra-heavy nuclei, in connexion with the UHCR Experiment, and study how the local structure of the Galaxy, the so-called ``local bubble'', affects the propagation. We find that the local sub-density surrounding the Solar neighbourhood does play an important role in the determination of the source abundances and that the effect tends towards a better agreement between the source abundances and the solar abundances for these heavy nuclei. Some very crude approximations have been used in this preliminary study and we give, in a final chapter, some future developments that should be implemented.
Ce travail de thèse, s'intéresse dans deux parties distinctes à deux thématiques astrophysiques indépendantes : i) certains aspects de la formation stellaire sont traités dans une première partie, alors que la seconde, plus modeste, s'intéresse au rayonnement cosmique.
Lorsqu'une étoile se forme, alors que l'accrétion sur l'objet central se poursuit, de gigantesques éjections de matière se produisent sous forme de jets et flots moléculaires bipolaires. Après une
introduction donnant une vision globale de tous les éléments
impliqués dans la formation stellaire, nous présentons les modèles "standards" pour les flots moléculaires. Dans un
troisième temps, nous construisons un modèle alternatif et complémentaire aux approches standards~: le modèle de transit. Il s'agit d'un modèle MHD, autosimilaire et qui considère le renversement d'un partie de l'écoulement lorsque le gaz en chute
approche de l'objet central. Les résultats montrent notamment que le modèle permet de rendre compte des taux de masses observés lors de la formation des étoiles massives, taux que les modèles standards atteignent difficilement. Le modèle est étudié de façon
extensive grâce à une exploration Monte Carlo de l'espace des paramètres et la mise en évidence de deux grandes familles de solutions. Le modèle de transit donne une description à grande échelle de l'environnement proto-stellaire et montre une forte structuration du milieu autant en densité qu'en vitesse. C'est dans un tel milieu que le jet issu du disque d'accrétion se propage, et une étude numérique préliminaire de cette propagation montre que la morphologie et la cinématique du jet est fortement affectée par le milieu ambiant. Nous en déduisons l'importance d'avoir un bonne description de ce dernier et la nécessité de ne pas se contenter des milieux "uniformes et au repos" généralement considérés.
La seconde partie est consacrée à la partie nucléaire du rayonnement cosmique Galactique. Ce "rayonnement" est constitué de noyaux qui se sont propagés dans la Galaxie et son halo diffusif, après avoir été accélérés dans les chocs de supernovae. Certains de ces noyaux atteignent la Terre où ils
sont détectés. Comprendre la propagation de ces noyaux est essentiel pour remonter, à partir des mesures, aux abondances des noyaux dans les sources. Dans ce travail, nous nous intéressons spécifiquement au cas des noyaux lourds, en connection avec l'expérience UHCRE, et regardons comment la structure locale de la Galaxie, la "bulle locale", affecte la propagation des lourds. Nous trouvons que la sous-densité locale du voisinnage solaire joue effectivement un rôle dans la détermination des abondances sources et que l'effet tend à réduire les différences entre les abondances sources et les abondances solaires des noyaux. Nous donnons enfin dans un dernier chapitre quelques perspectives pour la poursuite de cette étude.
Lorsqu'une étoile se forme, alors que l'accrétion sur l'objet central se poursuit, de gigantesques éjections de matière se produisent sous forme de jets et flots moléculaires bipolaires. Après une
introduction donnant une vision globale de tous les éléments
impliqués dans la formation stellaire, nous présentons les modèles "standards" pour les flots moléculaires. Dans un
troisième temps, nous construisons un modèle alternatif et complémentaire aux approches standards~: le modèle de transit. Il s'agit d'un modèle MHD, autosimilaire et qui considère le renversement d'un partie de l'écoulement lorsque le gaz en chute
approche de l'objet central. Les résultats montrent notamment que le modèle permet de rendre compte des taux de masses observés lors de la formation des étoiles massives, taux que les modèles standards atteignent difficilement. Le modèle est étudié de façon
extensive grâce à une exploration Monte Carlo de l'espace des paramètres et la mise en évidence de deux grandes familles de solutions. Le modèle de transit donne une description à grande échelle de l'environnement proto-stellaire et montre une forte structuration du milieu autant en densité qu'en vitesse. C'est dans un tel milieu que le jet issu du disque d'accrétion se propage, et une étude numérique préliminaire de cette propagation montre que la morphologie et la cinématique du jet est fortement affectée par le milieu ambiant. Nous en déduisons l'importance d'avoir un bonne description de ce dernier et la nécessité de ne pas se contenter des milieux "uniformes et au repos" généralement considérés.
La seconde partie est consacrée à la partie nucléaire du rayonnement cosmique Galactique. Ce "rayonnement" est constitué de noyaux qui se sont propagés dans la Galaxie et son halo diffusif, après avoir été accélérés dans les chocs de supernovae. Certains de ces noyaux atteignent la Terre où ils
sont détectés. Comprendre la propagation de ces noyaux est essentiel pour remonter, à partir des mesures, aux abondances des noyaux dans les sources. Dans ce travail, nous nous intéressons spécifiquement au cas des noyaux lourds, en connection avec l'expérience UHCRE, et regardons comment la structure locale de la Galaxie, la "bulle locale", affecte la propagation des lourds. Nous trouvons que la sous-densité locale du voisinnage solaire joue effectivement un rôle dans la détermination des abondances sources et que l'effet tend à réduire les différences entre les abondances sources et les abondances solaires des noyaux. Nous donnons enfin dans un dernier chapitre quelques perspectives pour la poursuite de cette étude.
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