Letteratura scientifica selezionata sul tema "Jets protostellaires"

L’extraction du moment cinétique au sein des disques protostellaires est le processus clé qui détermine la masse finale accrétée par une étoile, ainsi que les conditions de formation de son cortège planétaire. Il a été proposé que les jets protostellaires pourraient jouer un rôle essentiel dans cette extraction, via un processus magnétohydrodynamique (MHD). L’objectif principal de ce travail de thèse est de mettre à profit le gain révolutionnaire en résolution et en sensibilité apporté par l’interféromètre submillimétrique ALMA afin de clarifier le processus d’accrétion-éjection à l’œuvre dans les protoétoiles. Cette pro- blématique est abordée selon trois axes complémentaires i) confrontation des modèles théoriques de vent de disque MHD à la dynamique du jet de HH212 observé par ALMA à haute résolution angulaire. Je présente la découverte de signatures de rotation en SO/SO2 dans le jet qui, avec la dynamique de SiO, sont cohérentes avec un vent de disque MHD lancé entre 0.05 et 40au. ii) étude analytique et numérique de l’impact de la variabilité d’un jet rapide pulsant sur un vent de disque. J’identifie des signatures observationnelles de la présence d’un vent de disque à partir de l’étude morphologique et cinématique des coquilles de choc d’étrave. iii) signatures chimiques d’un jet lancé en deçà de la région de sublimation des poussières (∼ 0.2 au). Je montre que malgré la forte irradiation du jet et l’absence de poussière, des molécules telles que SiO ou CO peuvent se former efficace- ment à partir d’une faible fraction de H2. Ce scénario pourra être confronté aux futures observations JWST
The question of angular momentum extraction from protoplanetary disks (hereafter PPDs) is fundamental in understanding the accretion process in young stars and the formation conditions of planets. Pioneering semi-analytical work, followed by a growing body of magnetohydrodynamic (MHD) simulations, have shown that when a significant vertical magnetic field is present, MHD disk winds (hereafter MHD-DWs) can develop and ex- tract some or all of the angular momentum flux required for accretion. The aim of this PhD thesis is to exploit the unprecedented capabilities provided by ALMA to clarify the accretion-ejection process in protostars. This goal is achieved following three approaches: 1) comparison of MHD-DW models with the kinematics of HH 212 jet observed by ALMA at high angular resolution. I report the discovery of a rotating SO/SO2 wind consistent with a MHD-DWs launched out to ∼40 au with SiO tracing dust-free streamlines launched from 0.05−0.3 au. 2) Analytical and numerical study of the interaction between a pulsat- ing inner jet embedded in a stationary disk wind. Observational signatures are identified from the morphology and the kinematics of bow-shock shells. 3) Chemical signatures of a jet launched inside the dust sublimation radius (∼ 0.2 au). I show that despite the strong X-FUV field and the absence of dust, molecules like SiO or CO can form efficiently from a small fraction of H2. This scenario will be confronted to JWST observations

Le milieu interstellaire, berceau des étoiles, constitue un terrain de jeu fantastique pour un physicien par sa richesse et la complexité des phénomènes mis en jeu. Comprendre les détails de la formation stellaire est un des grands défis de l’astrophysique moderne. La complexité des problèmes étudiés dans cette thèse fait des simulations numériques un outil précieux qui m’a permis d’étudier deux aspects fondamentaux de la formation stellaire. La première partie de mon travail est consacrée à comprendre l’origine de la rotation des disques de gaz et de poussière entourant les jeunes étoiles, dans lesquels se forment les planètes. La seconde est l’étude de la formation des amas d’étoiles. S’il est reconnu que les étoiles se forment en groupe, les processus influant sur la formation de ces amas et sur leur structure sont mal connus. L’étude sera particulièrement focalisée sur l’influence des jets de matière émis par les jeunes étoiles sur ces amas
The interstellar medium is the cradle of stars. It is a fantastic playground for physicists due to its richness and the complexity of the phenomena involved. Understanding the details of star formation is one of the great challenges of modern astrophysics.The complexity of the problems studied in this thesis makes numerical simulations a valuable tool. It has allowed me to study two fundamental aspects of star formation. The first part of my work is devoted to understanding the origin of the rotation of the disks made of gas and dust that surround young stars and in which planets form. The second is the study of the formation of star clusters. While it is known that stars form in clusters, the processes that influence the formation of these clusters and their structure are poorly understood. The study will focus particularly on the influence of jets of matter emitted by young stars on these clusters

L’efficacité observée dans la formation des étoiles jusqu’au parsec ne dépasse pas quelques pourcents, sans oublier le décalage de la fonction initiale de masse (IMF) à seulement ∼30% de la masse du cœur pré-stellaire initial. Comprendre en détail le processus derrière d’aussi faibles efficacités reste encore à ce jour une question ouverte. En outre, les simulations numériques les plus récentes ont démontré que la turbulence et les champs magnétiques à eux seuls ne peuvent suffire à reproduire de telles valeurs. Elles montrent que la rétroaction des flots protostellaires joue un rôle crucial en perturbant les écoulements d’accrétion, en évacuant la matière des cœurs, et/ou en maintenant la turbulence. Malheureusement, que ce soit en termes de volume de nuage affecté, d’impulsion injectée, de masse entraînée, ou d’impact sur le disque et l’enveloppe en effondrement : l’importance de cette rétroaction dépend fortement de la géométrie sous-jacente du vent protostellaire. Cette dernière reste encore débattue : "vent X grand angle" rapide, vent de disque MHD plus lent, ou jet collimaté ? De toute évidence, afin d’évaluer fiablement l’impact de la rétroaction des flots sur la formation stellaire, il est d’une importance cruciale de déterminer la géométrie de vent la plus réaliste (et/ou les géométries que nous pouvons exclure). Pour apporter une nouvelle contribution quant à cette question, nous présentons des simulations numériques de flots poussés par un jet pulsé collimaté, lancé à travers un cœur pré-stellaire stratifié. Nous comparons nos simulations avec les observations ALMA récentes, ainsi qu’avec les prédictions analogues pour un vent X grand angle. Nos simulations sont les premières à combiner sur une échelle de 0.1 pc la variabilité du jet, la stratification en densité de l’enveloppe et des échelles de temps de 10 000 ans comparables aux flots jeunes observés. Les prédictions de nos simulations en termes de largeur de flot, de diagrammes position-vitesse, et de distribution masse-vitesse, montrent une ressemblance frappante avec les observations ALMA de flots CO tels que HH46/47 et CARMA-7. L'accord est même plus prometteur qu'avec les modèles de flots poussés par un "vent X grand angle". Ces résultats pourraient avoir une implication majeure sur le rôle des flots dans la régulation de la formation stellaire
A long-standing open question in star formation is the process responsible for its low efficiency on parsec scales (a few %), and for shifting down the Initial Mass Function (IMF) to only ∼30% of the prestellar core mass distribution. The most recent numerical simulations show that neither turbulence nor magnetic fields can, alone, reproduce these low efficiencies, and that feedback by protostellar outflows must play a crucial role by disrupting accretion streams, expelling material from cores, and/or sustaining turbulence. Unfortunately, the magnitude of outflow feedback (affected cloud volume, injected momentum, entrained mass, impact on the disk and infalling envelope) depends strongly on the underlying protostellar wind geometry, which remains uncertain and heavily debated: a fast wide-angle "X-wind”, a slower MHD disk wind, a narrow jet ? Clearly, if we want to reliably assess the role of outflow feedback in star formation, it is of utmost importance to determine which wind geometry is the most realistic (and/or which one can be excluded). As a new contribution towards this goal, we present, for the first time, numerical predictions for outflows driven by a narrow pulsed jet in a stratified prestellar core. We compare our simulations against recent ALMA observations and analogous predictions for a wide-angle X-wind. Our simulations are the first to combine jet variability, ambient density-stratification, and long timescales up to 10 000 yrs (typical of young outflows) on scales up to 0.1 pc. We find that the predicted widths, position-velocity diagrams, and mass-velocity distribution, show striking resemblance with ALMA observations of CO outflows such as HH46/47 and CARMA-7, and in closer agreement than models based on a wide-angle "X-wind". The results obtained in this work could have major implications for the feedback of protostellar outflows on star formation

Une etude de 2 diagnostics de perte de masse dans les objets stellaires et on developpe un programme qui calcule la formation des raies rotationnelles de co en geometrie axiale. Les contraintes posees par les resultats sur la structure a grande echelle des jets sont discutees. Les raies interdites dans les etoiles jeunes de faible masse sont ensuite etudiees. Plusieurs modeles capables d'expliquer les profils observes sont discutes

Une étude de 2 diagnostics de perte de masse dans les objets stellaires est faite et un programme qui calcule la formation des raies rotationnelles de CO en géometrie axiale est developpé. Les contraintes posées par les résultats sur la structure à grande échelle des jets sont discutées. Les raies interdites dans les étoiles jeunes de faible masse sont ensuite etudiées. Plusieurs modèles capables d'expliquer les profils observés sont discutés