Identification and analysis of stellar structures emerging from star forming regions
Identification et analyse des structures stellaires émergeant des régions de formation d'étoiles
Résumé
Young stars form within fragmented structures inherited from the gas cloud they emerged from, named star forming regions. Subsequently, dynamical processes play a key role in their evolution. In this thesis, we study the N-body interactions between young stars thanks to numerical simulations, developed with the AMUSE platform. Using the gravity-driven fragmentation (GDF) method, we produce realistic young star clusters, on which we test two tools, the MST and HOP, used to identify over-dense groups of stars. In particular, we evaluate the robustness of the MST method. Such tool is usually applied only on the 2D projected distribution of stars because of observation limitations. We point that such identification under estimates the dynamical properties, such as measurements of radius, velocity dispersion and dynamical mass of the groups, compared to a full 3D-based identification. We study other observational limitations by comparing the dynamical properties of our modelled groups to a set of observations of the recent Gaia DR2 mission. Finally, we highlight the details of our simulation framework used to describe complexing redients such as the effect of binaries, dust extinction or even the galactic environment.
Les jeunes étoiles se forment au sein de structures fragmentées héritées du nuage de gaz dont elles sont issues, appelées régions de formation d'étoiles (SFR). Dans cette thèse,nous étudions les interactions N-corps, jouant un rôle clé dans leur évolution, grâce à des simulations numériques, développées avec la plateforme AMUSE. En utilisant la méthode de fragmentation à N-corps (GDF), nous produisons des amas d'étoiles jeunes réalistes, sur lesquels nous testons deux outils, le MST et HOP, utilisés pour identifier les groupes sur-denses d'étoiles. En particulier, nous évaluons la robustesse de la méthode MST lorsqu'elle est utilisée sur des observations, c’est-à-dire uniquement sur la distribution projetée 2D des étoiles. Nous montrons qu'une telle identification sous-estime les propriétés dynamiques, telle que la masse dynamique des groupes, par rapport à une identification complète en 3D. Nous étudions aussi d'autres limites observationnelles, via la comparaison à un ensemble de groupes identifiés au sein de SFR, par la récente mission Gaia DR2. Enfin, nous présentons les détails numériques employés pour décrire des effets complexes tels que celui des binaires, de l'extinction des poussières ou encore de l'environnement galactique.
| Origine | Version validée par le jury (STAR) |
|---|