La comprehension des processus conduisant à la formation des étoiles est l'un des enjeux majeurs de l'astrophysique contemporaine. Au sein des nuages conduisant à la formation d'étoiles, les conditions de température, pression, etc... sont telles qu'il est impossible de les reproduire par l'expérience. C'est pourquoi la simulation numérique reste le seul moyen d'étudier les phénomènes physiques intervenant dans le processus de formation des étoiles et ainsi de vérifier la théorie. Ma thèse est axée autour des méthodes numériques utilisées dans le contexte de la formation d'étoiles, phénomène multi-échelles et hautement non-linéaire, nécessitant l'utilisation d'outils bien adaptés. Dans cette thèse autour de l'étude des premières phases de l'effondrement de coeurs denses préstellaires, mon travail s'est divisé en 4 parties liées. Dans une première étude, j'ai utilisé un code lagrangien 1D à symétrie sphérique (Audit et al. 2002) pour comparer plusieurs modèles traitant plus ou moins précisément le transfert radiatif et l'interaction matière-rayonnement. Cette comparaison est basée sur des calculs simples d'effondrement gravitationnel conduisant à la formation du premier coeur de Larson. J'ai aussi tiré bénéfice de ce premier travail pour étudier les propriétés du choc d'accrétion sur le premier coeur de Larson. Nous avons développé un modèle semi-analytique permettant de reproduire les propriétés de saut au choc en partant d'hypothèses bien connues. Ayant validé les méthodes utilisées précédemment, nous avons retenu l'approche de diffusion à flux limité que j'ai ensuite intégrée avec les équations de l'hydrodynamique radiative dans le code AMR RAMSES (Teyssier 2002). Après validation des schémas implémentés, nous avons utilisé RAMSES pour réaliser des effondrements multidimensionnels avec champ magnétique et transfert radiatif. Nous avons ainsi réalisé les premières simulations combinant les effets du champ magnétique et du transfert radiatif aux petites échelles avec une grande précision. Nos résultats montrent que le transfert radiatif à un impact significatif sur la fragmentation au cours de l'effondrement des coeurs denses préstellaires. Enfin, j'ai réalisé une comparaison du code RAMSES (approche eulérienne) et du code SPH DRAGON (Goodwin 2004, approche lagrangienne). Nous avons étudié l'impact de la résolution numérique sur la conservation du moment angulaire et la fragmentation. Nous avons montré qu'en utilisant des critères de résolution forts et bien supérieurs aux critères usuels de la littérature, les deux outils convergent et semblent donc bien adaptés à la formation d'étoiles.

Thèse de doctorat--Sciences de la terre--Rennes 1, 2004. / Textes en français et en anglais. Bibliogr. p. 229-247. Notes bibliogr. Résumés en français et en anglais.

Les étoiles se forment par effondrement gravitationnel de condensations préstellaires au sein de nuages moléculaires. L'objectif principal de cette thèse est de tester, à partir d'observations de transitions moléculaires millimétriques, différents modèles d'effondrement. L'enjeu est de comprendre comment la masse d'une étoile est fixée et dans quelle mesure l'environnement et les conditions initiales influencent l'évolution dynamique d'une condensation. Pour cela, nous avons étudié la structure en vitesse de condensations à partir de signatures spectroscopiques de rotation et de contraction. Nous montrons que l'enveloppe de la proto-étoile de classe 0 IRAM 04191 située dans le nuage du Taureau est animée de mouvements de contraction subsoniques dans sa majeure partie et qu'elle est en rotation différentielle. Nous proposons que la partie interne de l'enveloppe correspond à un coeur supercritique se découplant de la partie externe toujours soutenue par le champ magnétique. Nous suggérons que les propriétés cinématiques d'IRAM 04191 sont représentatives des conditions physiques caractérisant les proto-étoiles isolées juste après la formation de l'embryon stellaire central. D'autre part, l'étude des condensations préstellaires du proto-amas de Rho Ophiuchi montre que les taux d'accrétion associés sont un ordre de grandeur plus forts que pour IRAM 04191, ce qui suggère un effondrement induit par une perturbation extérieure. Nous montrons aussi que les condensations n'auront pas le temps d'orbiter significativement à travers le proto-amas avant de donner naissance à des étoiles de pré-séquence principale. Cela ne favorise pas les scénarii de formation stellaire qui font appel à des interactions dynamiques pour expliquer la fonction de masse initiale des étoiles. En conclusion, nous suggérons que l'effondrement est spontané dans les régions de formation d'étoile isolée comme le nuage du Taureau alors qu'il est probablement induit dans les proto-amas.

Depuis la découverte du phénomène d'oscillation des neutrinos par l'expérience Super-Kamiokande et de l'effet de résonance MSW comme solution au déficit de neutrinos solaires, l'étude de la propagation des neutrinos et de leur conversion de saveur dans un contexte astrophysique est un domaine très actif. La présente thèse se focalise sur les phénomènes de conversion de saveur des neutrinos de supernova. Dans un premier travail, nous avons réalisé le premier calcul complet incluant l'onde de choc et l'auto-interaction des neutrinos pour estimer le flux du fond diffus de neutrinos de supernovae (DSNB) arrivant sur Terre. Ce flux de neutrinos provient de toutes les supernovae qui ont explosé dans l'Univers visible. En variant la valeur du troisième angle !13 de la matrice de mélange UMNSP, nos résultats numériques ont montré que l'onde de choc a un impact significatif sur le flux du DSNB. Nous avons par la même occasion proposé un modèle simplifié qui prend en compte les effets de l'onde de choc et qui pourrait être utilisé pour des calculs futurs de flux du DSNB. Le deuxième travail de cette thèse s'est concentré sur la première dérivation analytique exacte de l'Hamiltonien de matière en présence de l'auto-interaction des neutrinos. Nous avons souligné, pour le cas à deux saveurs, le rôle important tenu par la phase de Dirac !& apparaissant dans la base de matière et nous avons établi une condition sur les éléments de l'Hamiltonien de saveur pour le début des oscillations bipolaires. Dans le troisième travail, utilisant le formalisme des vecteurs polarisations, nous avons identifié une correspondance entre les phénomènes de "spectral split" et de résonance magnétique: les énergies pour lesquelles les critères de résonance magnétique sont remplis subissent une conversion de saveur à l'endroit où le "spectral split" a lieu. Une étude préliminaire du cas à trois saveurs nous indique que la correspondance entre le "spectral split" et la résonance magnétique est toujours présente.