Star formation: study of the collapse of prestellar dense cores
Formation d'etoile : etude de l'effondrement des coeurs prestellaires
Résumé
One of the priorities of contemporary astrophysics remains to understand the mechanisms which lead to star formation. In the dense cores where star formation occurs, temperature, pressure, etc... are such that it is impossible to reproduce them in the laboratory. Numerical calculations remain the only mean to study physical phenomena that are involved in the star formation process. The focus of this thesis has been on the numerical methods that are used in the star formation context to describe highly non-linear and multi-scale phenomena. In particular, I have concentrated my work on the first stages of the prestellar dense cores collapse. This work is divided in 4 linked part. In a first study, I use a 1D Lagrangean code in spherical symmetry (Audit et al. 2002) to compare three models that incorporate radiative transfer and matter-radiation interactions. This comparison was based on simple gravitational collapse calculations which lead to the first Larson core formation. It was found that the Flux Limited Diffusion model is appropriate for star formation calculations. I also took benefit from this first work to study the properties of the accretion shock on the first Larson core. We developed a semi-analytic model based on well-known assumptions, which reproduces the jump properties at the shock. The second study consisted in implementing the Flux Limited Diffusion model with the radiation-hydrodynamics equations in the RAMSES code (Teyssier 2002). After a first step of numerical tests that validate the scheme, we used RAMSES to perform the first multidimensional collapse calculations that combine magnetic field and radiative transfer effects at small scales with a high numerical resolution. Our results show that the radiative transfer has a significant impact on the fragmentation in the collapse of prestellar dense cores. I also present a comparison we made between the RAMSES code (Eulerian approach) and the SPH code DRAGON (Goodwin 2004, Langrangean approach). We studied the effect of the numerical resolution on the angular momentum conservation and on the fragmentation. We show that the two methods converge, provided that we use high numerical resolution criteria, which are much greater than the usual criteria found in the literature. The two methods then seem to be adapted to the study of tar formation.
La comprehension des processus conduisant à la formation des étoiles est l'un des enjeux majeurs de l'astrophysique contemporaine. Au sein des nuages conduisant à la formation d'étoiles, les conditions de température, pression, etc... sont telles qu'il est impossible de les reproduire par l'expérience. C'est pourquoi la simulation numérique reste le seul moyen d'étudier les phénomènes physiques intervenant dans le processus de formation des étoiles et ainsi de vérifier la théorie. Ma thèse est axée autour des méthodes numériques utilisées dans le contexte de la formation d'étoiles, phénomène multi-échelles et hautement non-linéaire, nécessitant l'utilisation d'outils bien adaptés. Dans cette thèse autour de l'étude des premières phases de l'effondrement de coeurs denses préstellaires, mon travail s'est divisé en 4 parties liées. Dans une première étude, j'ai utilisé un code lagrangien 1D à symétrie sphérique (Audit et al. 2002) pour comparer plusieurs modèles traitant plus ou moins précisément le transfert radiatif et l'interaction matière-rayonnement. Cette comparaison est basée sur des calculs simples d'effondrement gravitationnel conduisant à la formation du premier coeur de Larson. J'ai aussi tiré bénéfice de ce premier travail pour étudier les propriétés du choc d'accrétion sur le premier coeur de Larson. Nous avons développé un modèle semi-analytique permettant de reproduire les propriétés de saut au choc en partant d'hypothèses bien connues. Ayant validé les méthodes utilisées précédemment, nous avons retenu l'approche de diffusion à flux limité que j'ai ensuite intégrée avec les équations de l'hydrodynamique radiative dans le code AMR RAMSES (Teyssier 2002). Après validation des schémas implémentés, nous avons utilisé RAMSES pour réaliser des effondrements multidimensionnels avec champ magnétique et transfert radiatif. Nous avons ainsi réalisé les premières simulations combinant les effets du champ magnétique et du transfert radiatif aux petites échelles avec une grande précision. Nos résultats montrent que le transfert radiatif à un impact significatif sur la fragmentation au cours de l'effondrement des coeurs denses préstellaires. Enfin, j'ai réalisé une comparaison du code RAMSES (approche eulérienne) et du code SPH DRAGON (Goodwin 2004, approche lagrangienne). Nous avons étudié l'impact de la résolution numérique sur la conservation du moment angulaire et la fragmentation. Nous avons montré qu'en utilisant des critères de résolution forts et bien supérieurs aux critères usuels de la littérature, les deux outils convergent et semblent donc bien adaptés à la formation d'étoiles.