Formation des étoiles massives : une approche numérique

On the formation of massive stars : a numerical approach

• Auteur / Autrice : Raphaël Mignon-Risse
• Direction : Matthias González
• Type : Thèse de doctorat
• Discipline(s) : Physique de l'Univers
• Date : Soutenance le 21/09/2020
• Etablissement(s) : Université Paris Cité
• Ecole(s) doctorale(s) : École doctorale Sciences de la terre et de l'environnement et physique de l'univers (Paris ; 2014-....)
• Partenaire(s) de recherche : Laboratoire : Astrophysique Instrumentation Modélisation (Gif-sur-Yvette, Essonne ; 2005-....)
• Jury : Président / Présidente : Fabien Casse
• Jury : Examinateurs / Examinatrices : Matthias González, Fabien Casse, Dominique Aubert, Frédérique Motte, Pascal Tremblin
• Jury : Rapporteurs / Rapporteuses : Dominique Aubert, Frédérique Motte

Mots clés

Mots clés contrôlés

Magnétohydrodynamique

Hydrodynamique

Transfert radiatif

Matière interstellaire

Accrétion (astrophysique)

Simulation par ordinateur

Formation stellaire

Astrophysique

Mots clés libres

Calcul haute-performance

Disques d’accrétion

Ejections

High-performance computing

Accretion disks

Ejections

Résumé

La compréhension de la formation des étoiles de faible et haute masses est un enjeu fondamental de l’astronomie moderne. Elles naissent de l’effondrement de cœurs gravitationnellement instables dans le milieu interstellaire qui est tout sauf simple à modéliser : les énergies gravitationnelle, de turbulence, magnétique, radiative et des rayons cosmiques sont à l’équipartition. Ainsi, les simulations numériques sont précieuses pour étudier la formation stellaire. Dans ce travail, nous nous sommes intéressés à la formation des étoiles massives, qui sont très lumineuses et exercent une grande pression radiative qui peut, dans un cas unidimensionnel simple, arrêter l’accrétion de matière en cours. Les simulations multidimensionnelles et un traitement spécifique de la radiation stellaire sont deux ingrédients essentiels. Dans ce but, le principal travail de cette thèse a été le couplage numérique de deux méthodes de transfert radiatif. Avec ce nouvel outil, nous nous sommes concentrés sur trois axes : les mécanismes d’accrétion, d’éjection, et la formation de systèmes stellaires multiples.Le cœur de cette thèse a été le couplage numérique de deux méthodes de transfert radiatif dans le code RAMSES (Teyssier, 2002) et sa validation via des cas-tests de transfert radiatif pur. Alors, nous avons appliqué cette méthode dans le contexte d’hydrodynamique radiative de l’effondrement d’un cœur massif pré-stellaire. Nous avons montré que la force radiative est plus grande en comparaison avec la méthode utilisée jusqu’à présent, induisant la formation de cavités radiatives plus larges et d’une accrétion légèrement plus faible. De plus, nous avons interrogé la présence et l’accrétion par des instabilités de Rayleigh-Taylor radiatives au bord de ces cavités, dont l’existence était débattue activement dans la communauté. Nous avons montré que leur absence dans nos simulations sont d’origine physique plutôt que numérique.Dans le cadre d’un projet en cours en collaboration avec A. Oliva et R. Kuiper (Univ. De Tübingen), nous avons mené une étude comparative entre nos codes respectifs lorsqu’il s’agit de modéliser la fragmentation de disques d’accrétion et la formation de systèmes stellaires multiples qui s’en suit. Avec une grille Cartésienne (plutôt que leur grille sphérique), nos résultats montrent la formation d’un système binaire ou triple, tandis qu’ils obtiennent une étoile unique. Lorsqu’un système multiple est suffisamment dominé en masse par un objet unique, nos codes montrent un accord correct en ce qui concerne le profil de rotation du disque et sa structure en température.Enfin, nous avons développé des simulations numériques originales de cœur turbulents magnétisés avec diffusion ambipolaire et la méthode de transfert radiatif hybride développée. Nous avons identifié la tour magnétique comme étant le mécanisme d’éjection dominant, excepté à proximité de l’étoile massive, où la force radiative domine. Nous avons comparé les propriétés des éjections à celles des échantillons statistiques observationnels. Nos résultats tendent à montrer un bon accord, sous réserve que nos conditions initiales soient représentatives des progéniteurs d’étoiles massives les moins massifs, et que la collimation ne soit pas intrinsèque au mécanisme d’éjection mais dépende également de facteurs environnementaux. Ces questions nécessitent donc de plus amples recherches. Nous avons identifié l’accrétion par un disque comme l’unique mécanisme d’accrétion, avec des disques bien plus petits que prévus par les simulations d’hydrodynamique radiative, et en accord avec des résultats récents de formation d’étoile de faible masse. Pour conclure, nous avons interrogé l’alignement disque-éjection-champ magnétique. Nos résultats sont cohérents avec un alignement disque-champ magnétique aléatoire et un légèrement meilleur alignement éjection-champ magnétique lorsque le milieu est peu turbulent.

Understanding the formation of low- and high-mass stars is a fundamental challenge of modern astronomy. They form from the collapse of gravitationally-unstable cores, in the interstellar medium which is nothing but simple to model: energies of gravity, turbulence, magnetic fields, radiation, and cosmic-rays are close to equipartition. Hence, numerical simulations are of a great help in studying star formation. In this work, we have focused on the formation of massive stars, which are very luminous and power a strong radiative force which can, in a simple unidimensional view, stop further accretion of material. Multi-dimensional simulations and particular treatment of stellar radiation are two main ingredients. In that view, the main task of the present thesis has been the numerical coupling between two radiative transfer methods. With this new tool, we have focused on three axes: the mechanisms of accretion, of ejection, and the formation of multiple stellar systems.The very heart of this thesis has been the numerical coupling between two radiative transfer methods into the RAMSES code (Teyssier, 2002), and its validation through pure radiative transfer benchmark tests. Then, we have applied this method in a radiation-hydrodynamical context of a massive pre-stellar core collapse. We have shown that the radiative force is enhanced, in comparison to the previous method used, ending up in the formation of larger radiative cavities and slightly less accretion. More importantly, we have tested the presence and accretion via radiative Rayleigh-Taylor instabilities at the border of these cavities, whose existence was an active debate in the community. We have shown their absence in our simulations to be of physical, rather than numerical, origin.In an on-going side-project carried in collaboration with A. Oliva and R. Kuiper (Univ. of Tübingen), we have led a comparison study between our respective codes, when it comes to modelling accretion disk fragmentation and subsequent formation of multiple stellar systems. With a Cartesian grid (instead of their spherical grid), our results show the formation of a binary or triple system, while they obtained a single star. When a multiple system is sufficiently dominated in mass by a single object, our codes show correct agreement on the disk rotation profile and temperature structure.Finally, we have run original simulations of turbulent magnetized cores with ambipolar diffusion and the newly implemented hybrid radiative transfer method. We have identified the magnetic tower flow as the dominant outflow mechanism, except very close to the massive protostar where radiative force dominates. We have compared these outflow properties to those obtained from observational statistical samples. Our results tend to show a good agreement, provided our initial conditions are representative of the least massive progenitors of high-mass stars, and the collimation is not intrinsic to the outflow mechanism but also depends on environmental factors. Hence, these questions need to be further investigated. We have identified disk-mediated accretion as the only accretion mechanism, with disk sizes significantly smaller than predicted by the radiation-hydrodynamical simulations, and in agreement with recent low-mass star formation results. Eventually, we have questioned the disk-outflow-magnetic fields alignment. Our results are consistent with a random disk-magnetic field alignment and a slightly better outflow-magnetic field alignment, provided the medium is not too turbulent.