Formation stellaire : naissance et évolution précoce d'une protoétoile

Résumé de la thèse

La formation des protoétoiles par effondrement gravitationnel est une étape clé du cycle du milieu interstellaire. Elle transforme le gaz diffus des nuages moléculaires en étoiles et marque la première étape de la formation des disques protoplanétaires, fondamentale pour comprendre la formation planétaire. L'observation directe de cet effondrement est difficile, car l'enveloppe circumstellaire masque l'embryon stellaire ; les simulations numériques sont donc actuellement notre meilleur outil pour étudier ce processus. Parmi les éléments physiques clés, le champ magnétique suscite un intérêt croissant, motivé par des observations à l'échelle des cœurs denses (~10 μG) et des jeunes objets stellaires (~1 kG), via l'émission de poussière polarisée et le dédoublement des raies de Zeeman. Le défi actuel consiste à construire des modèles numériques réalistes de la formation et de l'évolution des protoétoiles et de leurs disques, qui relient l'échelle des nuages denses à celle des protoétoiles. Cette thèse aborde deux de ces défis.

La manière dont la masse, le moment cinétique et le champ magnétique d'une protoétoile évoluent après sa formation reste ouverte : les modèles numériques dépassent difficilement quelques mois de temps simulé. Cela nous empêche de répondre à des questions telles que l'origine du champ magnétique observé dans les jeunes objets stellaires : champ purement fossile ou effet dynamo ? IDEFIX, un nouveau code hydrodynamique accéléré par GPU, ouvre de nouvelles perspectives à un coût raisonnable. Grâce à lui, nous avons réalisé les premières simulations tridimensionnelles suivant l'effondrement complet et laissant évoluer la protoétoile et son disque pendant environ 100 ans. Deux résultats clés ressortent. Premièrement, le champ magnétique est fortement amplifié dès les débuts du système étoile-disque, une structure dipolaire se formant autour du système par un processus de dynamo de champ moyen. Deuxièmement, nous obtenons une image plus claire du transport de masse et de moment cinétique : grâce à l'instabilité magnéto-rotationnelle et au freinage magnétique, le champ magnétique extrait très efficacement le moment cinétique de la protoétoile et de la région sous 0,1 UA, tandis qu'à plus grande échelle, l'instabilité de cisaillement vertical devient le mécanisme dominant.

L'évolution du champ magnétique décrite ci-dessus dépend du couplage gaz-champ, déterminé par la résistivité électrique à proximité de la protoétoile. À l'instar de l'opacité du gaz, cette résistivité est largement contrôlée par la poussière. L'évolution de cette dernière, en particulier sa vaporisation par pulvérisation chimique, est mal prise en compte dans les simulations actuelles, notamment lorsque les échelles de temps de vaporisation se rapprochent de celles de la dynamique, en raison des densités de gaz élevées près de la protoétoile naissante. Ce processus est actuellement modélisé comme étant à l'équilibre, avec une distribution en taille fixée sur une loi de puissance. Nous avons donc développé un modèle dynamique de vaporisation de la poussière prenant en compte trois types de grains : le carbone, les silicates et l'oxyde d'aluminium. Nous avons ensuite appliqué ce modèle en post-traitement à des trajectoires de grains de poussière extraites d'une simulation d'effondrement, afin de mesurer l'impact de la vaporisation dynamique sur les propriétés du gaz. Cette approche fait apparaître des différences importantes par rapport à son équivalent à l'équilibre en termes de résistivité et d'opacité pour une température et une densité de gaz données (de deux à trois ordres de grandeur), et la distribution en taille s'écarte rapidement de la loi de puissance initiale. Cela souligne la nécessité d'intégrer un tel modèle dans les simulations hydrodynamiques, car ces différences peuvent fortement influencer l'évolution de la protoétoile et du disque protoplanétaire interne, et, à terme, la formation des planètes.

Star formation: birth and early evolution of a protostar

Protostar formation through gravitational collapse is a key step in the interstellar medium cycle. It converts the diffuse gas of molecular clouds into stars, and marks the first stage in building protoplanetary disks, making it fundamental to our understanding of planet formation. Direct observation of the collapse is difficult, since the circumstellar envelope hides the stellar embryo, so numerical simulations are currently our best tool for studying the process. Among the key physical ingredients, the magnetic field has drawn growing attention, motivated by observations at the dense cloud core scale (~10 μG) and the young stellar object scale (~1 kG), through polarized dust emission and Zeeman line splitting. The current challenge is to build realistic numerical models of protostar–disk formation and evolution that link the dense cloud scale to the protostar scale. This thesis addresses two of them.

How the protostar's mass, angular momentum and magnetic field evolve after its formation remains an open question: numerical models can hardly be integrated beyond a few months of simulated time. This prevents us from answering questions such as the origin of the magnetic field observed in young stellar objects: a purely fossil field, or the product of a dynamo effect? IDEFIX, a new GPU-accelerated hydrodynamic code, opens new perspectives at a reasonable cost. With it, we ran the first three-dimensional simulations that follow the full collapse and let the protostar and its disk evolve for ~100 years. Two key results stand out. First, the magnetic field is strongly amplified early in the star–disk system, with a dipolar structure forming around it through a mean-field dynamo process. Second, we gain a clearer picture of mass and angular momentum transport: via the magneto-rotational instability and magnetic braking, the magnetic field is extremely efficient at removing angular momentum from the protostar and the sub-0.1 AU region, while at larger scales the vertical shear instability becomes the dominant mechanism.

The magnetic field evolution described above depends on the gas–field coupling, set by the electric resistivity near the protostar. Like the gas opacity, this resistivity is largely controlled by dust. Dust evolution, and in particular its vaporization by chemisputtering, is poorly captured in current simulations, especially when vaporization timescales approach dynamical ones, due to the high gas densities found near the newborn protostar. This process is currently modelled as being at equilibrium, with a size distribution fixed to a power law. We therefore developed a dynamical dust vaporization model accounting for three grain types: carbon, silicate, and aluminium oxide. We then applied this model as a post-processing analysis to dust grain trajectories extracted from a collapse simulation, in order to measure the impact of dynamical vaporization on gas properties. This approach reveals large differences from its equilibrium counterpart in resistivity and opacity at a given gas temperature and density (by two to three orders of magnitude), and the size distribution quickly drifts away from the initial power law. This underlines the need to include such a model in hydrodynamical simulations, as these differences could strongly affect the evolution of the protostar and inner protoplanetary disk, and ultimately planet formation.