Formation d'étoiles massives en amas : conditions initiales, origine des masses stellaires et éjections protostellaires

par Thomas Nony

Thèse de doctorat en Astrophysique et milieux dilues

Sous la direction de Frédérique Motte et de Fabien Louvet.

Soutenue le 04-11-2019

à l'Université Grenoble Alpes (ComUE) , dans le cadre de École doctorale physique (Grenoble) , en partenariat avec Institut de planétologie et d'astrophysique de Grenoble (laboratoire) .

Le président du jury était Catherine Dougados.

Le jury était composé de Jérôme Pety, Isabelle Ristorcelli, Charlotte Vastel.

Les rapporteurs étaient Nicolas Peretto, Friedrich Wyrowski.


  • Résumé

    Les recherches que j’ai menées durant ma thèse traitent de trois grands défis en formation stellaire : contraindre par les observations les phases précoces de la formation des étoiles massives – le stade préstellaire, déterminer l’origine des masses stellaires et caractériser les processus d’accrétion-éjection de la phase protostellaire.Dépasser les paradigmes actuels en formation stellaire nécessite d’étudier des régions de formations d’étoiles plus représentatives des processus typiques dans la Voie Lactée. C’est dans ce but que j’ai travaillé sur des observations ALMA de W43-MM1, un jeune proto-amas situé à 5500 pc du Soleil présentant un taux de formation stellaire élevé. J’ai d’abord identifié et caractérisé les cœurs sur la carte continuum. J’ai découvert 131 cœurs avec des tailles typiques de 2400 ua et des masses entre 1 et 100 Msol. La distribution en masse de ces cœurs (CMF) montre au-dessus de 1.6 Msol une pente de -0.96 +/- 0.13 significativement plus plate que celle de l’IMF de référence sur cet intervalle de masse, -1.35. Cela signifie une surabondance de cœurs massifs – et donc d’étoiles massives – par rapport au nombre attendu dans les modèles actuels de formation stellaire. Les explications possibles impliquent soit que la formation d’étoiles est atypique dans W43-MM1 (variabilité dans notre galaxie), soit que les étoiles massives se forment dans les amas sur des échelles de temps différentes des étoiles de type solaire (la formation d’étoiles ne serait pas un processus continu).J’ai ensuite caractérisé ces cœurs en utilisant les raies de CO(2-1) et SiO(5-4) et révélé un riche amas de flots protostellaires constitué de 46 lobes venant de 27 cœurs couvrant tout l’intervalle de masse et incluant 11 cœurs massifs (avec des masses supérieures à 16 Msol ). J’ai aussi utilisé la détection de molécules organiques complexes, des traceurs d’environnements chauds, comme un autre indicateur d’activité protostellaire. 12 des 13 cœurs massifs sont finalement apparus comme étant protostellaires, laissant un seul bon candidat cœur préstellaire massif. Ces statistiques interrogent sur l’universalité de la phase préstellaire pour les cœurs massifs et suggèrent que le modèle du cœur turbulent ne peux s’appliquer partout. Les flots protostellaires permettent aussi de reconstituer l’historique des processus d’accrétion/éjection. J’ai étudié la cinématique des nœuds constituant les jets moléculaires à haute vitesse en utilisant des diagrammes position-vitesse. J’ai montré que la complexité des structures en vitesse de ces nœuds cache une forte variabilité, et évalué le temps caractéristiques entre deux éjections à environ 500 ans. Ces échelles de temps sont similaires à celles mesurés entre deux sursauts d’accrétion pour les étoiles de type FU-Orionis.

  • Titre traduit

    Formation of high-mass stars in cluster : initial conditions, origin of stellar masses and protostellar ejections


  • Résumé

    The research I have performed during my PhD addresses three major challenges of the star formation field: constraining, observationally, the earliest phases of high-mass star formation – the so-called prestellar stage, studying the origin of the stellar masses, and characterizing the process of protostellar accretion-ejection.Going beyond the current paradigms of star formation requires studying star-forming regions which are more representative of the general mode of star formation in the Milky Way. To this purpose I have used ALMA observations of W43-MM1, a young located at 5.5 kpc distance from the Sun, which presents a high star formation rate. The first step of my work has been to identify and characterize cores in the continuum image. I discovered 131 cores about 2400 AU in size which have mass between 1 and 100 Msun. I measured their mass distribution (CMF) and found a slope of -0.96 +/- 0.13 on 1.6 - 100 Msun that is markedly flatter than the reference Salpeter slope of the IMF on that range, -1.35. This means an overabundance of high-mass cores - and thus high-mass stars -compared to the number expected by the current models of star formation. Possible explanations imply either that star-formation is atypical in W43-MM1 (variably in the Milky Way) or that high-mass stars form at different time than low-mass stars in a cluster (star formation would not be a continuous process).I have characterized these cores using CO(2-1) and SiO(5-4) lines and revealed a rich cluster of 45 outflow lobes from 27 cores covering the whole mass range and including 11 high-mass cores (M>16 Msun). I have also used the detection of Complex Organic Molecules (COMs), typically detected in warm environments like hot cores, as indicator of the protostellar activity. 12 out of the 13 high-mass cores in W43-MM1 have eventually been characterized as protostellar, leaving one good high-mass prestellar core candidate. These statistics raises question about the universality of a prestellar phase for high-mass stars and suggests that the core-fed models for high-mass star formation cannot generally apply. The protostellar outflows also bring valuable information on the accretion/ejection history. I have studied the kinematics of high-velocity molecular jets that divide into knots using Position-Velocity diagrams. I have shown that the complex velocity structures of these knots hide a strong variability, and evaluated the associated timescale between two ejections to be about 500 yr. This is reminiscent of the values obtained between accretion burst in FU Orionis stars.


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