La formation de structures en turbulence astrophysique

Résumé de la thèse

La formation des étoiles constitue l'un des problèmes fondamentaux de l'astrophysique moderne. Elle implique la transformation du gaz extrêmement diffus du milieu interstellaire, dont la densité est de l'ordre d'une particule par cm^3, en objets stellaires dont la densité atteint jusqu'à 10^24 particules par cm^3. Si le rôle central de la gravité et celui de la turbulence dans ce processus sont aujourd'hui largement admis, la manière dont ces mécanismes interagissent et conduisent à la formation des étoiles reste encore mal comprise et fait l'objet de nombreux débats. Nous nous interrogerons donc sur le rôle que jouent la turbulence et la gravité dans les propriétés statistiques de la formation des étoiles. Cette thèse s'inscrit donc dans la démarche visant à construire un cadre théorique cohérent de la formation stellaire en se concentrant sur ses premières étapes, c'est-à-dire sur la transition entre le gaz interstellaire diffus et les structures gravitationnellement liées appelées cœurs préstellaires, considérées comme les progéniteurs directs des étoiles. 

La turbulence supersonique étant l'un des ingrédients essentiels de ce processus, nous nous attachons dans un premier temps à améliorer la compréhension de ses propriétés statistiques, en particulier celles du champ de densité. À l'heure actuelle, ces propriétés, qui constituent un ingrédient fondamental des modèles de formation stellaire et de la distribution en masse des étoiles, sont principalement connues grâce aux simulations numériques. Nous développons ici plusieurs modèles analytiques des propriétés statistiques du champ de densité dont les prédictions sont systématiquement confrontées à des simulations numériques à haute résolution. Ces développements reposent en grande partie sur un invariant temporel issu de l'équation de conservation de la masse, initialement calculé par Chandrasekhar (1951) puis récemment généralisé par Jaupart et Chabrier (2021).

Grâce à une meilleure compréhension des propriétés statistiques des fluctuations de densité dans les écoulements turbulents compressibles, nous proposons ensuite un modèle décrivant la formation des cœurs préstellaires et permettant de prédire leur masse caractéristique ainsi que son évolution en fonction des propriétés des régions de formation d'étoiles. Les prédictions de ce modèle sont confrontées aux contraintes observationnelles actuellement disponibles. Nous montrons notamment que la turbulence et la gravité jouent toutes deux un rôle déterminant dans l'établissement de la masse caractéristique des cœurs préstellaires, mais à des échelles spatiales distinctes.
Enfin, nous examinons analytiquement, dans le cadre des théories actuelles de la formation stellaire (Hennebelle et Chabrier 2008), l'influence de deux mécanismes susceptibles d'affecter la distribution en masse des cœurs et des étoiles : la non-sphéricité des cœurs préstellaires et les effets de marée exercés entre structures voisines. Nous montrons que ces deux mécanismes n'ont qu'un impact limité sur la distribution en masse des cœurs préstellaires.

Structure formation in astrophysical turbulence

Star formation is one of the fundamental problems of modern astrophysics. It involves the transformation of the extremely diffuse gas of the interstellar medium, whose density is of the order of one particle per cm^3,  into stellar objects with densities reaching up to 10^24 particles per cm^3. Although the central roles of gravity and turbulence in this process are now widely recognized, the manner in which these mechanisms interact and ultimately lead to the formation of stars remains poorly understood and continues to be the subject of active debate. A central question is therefore how turbulence and gravity jointly shape the statistical properties of star formation. This thesis contributes to the development of a coherent theoretical framework for star formation by focusing on its earliest stages, namely the transition from diffuse interstellar gas to gravitationally bound structures known as prestellar cores, which are generally regarded as the direct progenitors of stars.

As supersonic turbulence is one of the key ingredients of this process, we first seek to improve our understanding of its statistical properties, with particular emphasis on the density field. At present, these properties, which constitute a fundamental ingredient of theoretical models of star formation and of the stellar mass distribution, are known primarily through numerical simulations. In this work, we develop several analytical models describing the statistical properties of the density field, whose predictions are systematically tested against high-resolution numerical simulations. These developments rely to a large extent on an invariant derived from the continuity equation, originally introduced by Chandrasekhar (1951) recently generalized by Jaupart and Chabrier (2021).

Building on this improved understanding of the statistical properties of density fluctuations in compressible turbulent flows, we then propose a model for the formation of prestellar cores that predicts both their characteristic mass and its dependence on the physical properties of star-forming environments. The predictions of this model are confronted with the currently available observational constraints. In particular, we show that turbulence and gravity both play essential roles in setting the characteristic mass of prestellar cores, albeit at different spatial scales.

Finally, within the framework of current theories of star formation (Hennebelle and Chabrier 2008), we investigate analytically the influence of two mechanisms that may affect the mass distributions of prestellar cores and stars: the non-sphericity of prestellar cores and the tidal interactions between neighbouring structures. We show that both mechanisms have only a limited impact on the prestellar core mass function.