Le processus de formation d’étoiles se déroule selon plusieurs phases. Tout d’abord une phase à grande échelle, durant laquelle le nuage moléculaire se fragmente sous l’action de sa propre gravité et de la turbulence en coeurs denses gravitationnellement instables. Dans ces fragments le milieu est optiquement mince, l’énergie libérée par le travail de compression s’échappe sous forme de rayonnement, d’où un processus quasi isotherme. Lorsque le nuage devient optiquement épais à son propre rayonnement, la matière en effondrement forme un objet en équilibre hydrostatique appelé premier cœur dit de Larson. S’ensuit une phase d’accrétion, qui conduit ultimement à la dissociation du dihydrogène. Une partie du travail de compression est alors absorbée par l'énergie de dissociation de la molécule, et non plus convertie en énergie thermique, permettant à l'effondrement de recommencer. Lorsque que toutes les molécules de dihydrogene ont été dissociées, la phase adiabatique recommence et le second cœur de Larson (proto-étoile) est formé.L'ajout des éléments nécessaires au traitement de la magnétohydrodynamique (MHD) non-idéale dans le code à grille adaptative RAMSES constitue la première partie de la thèse. L'étude détaillée des stades ultimes (premier et second cœur de Larson) de la formation des étoiles constitue la seconde partie de la thèse. Cette étude a pu mettre en évidence des effets importants de la MHD non-idéale sur la répartition du champ magnétique et l'efficacité du transport de moment angulaire. / Stars formation occurs in several steps. First a large scale phase during which the molecular cloud undergo fragmentation due to its self-gravity and turbulence. In the gravitationally unstable fragments the medium is optically thin causing all the energy generated by the collapse to escape freely. This is called the isothermal compression phase. When the cloud becomes optically thick to its own radiation, an hydrostatic core forms: the first Larson core. Follow an adiabatic accretion phase ending up ultimately in the dissociation of dihydrogen molecules. Part of the energy from the gravitational collapse is absorbed by the chemical process allowing for another quasi isothermal collapse to start until depletion of dihydrogen molecules. When the adiabatic phase is restored, the second Larson core (proto-star) is formed.Coding the non-ideal magnetohydrodynamics (MHD) solver in the adaptive mesh refinement code RAMSES has been the focus for the first part of the thesis. The precise study of the last steps (first and second Larson core) of star formation is the second part of the thesis. This study highlighted the impact of non-ideal MHD on the magnetic field repartition and the efficiency of the angular momentum transport.

Nous étudions la formation d’étoiles et d’amas d’étoiles dans les galaxies dominées par le gaz. Ce terme réfère en premier lieu aux galaxies de l’époque du pic de formation d’étoiles dans l’histoire de l’Univers, qui s’est déroulé vers z ~ 2, mais aussi à leurs analogues locaux, les galaxies naines de marées. En premier lieu, en utilisant des simulations numériques, nous montrons que les galaxies massives typiques de z=2, avec une fraction de gaz d’environ 50%, forment des structures gazeuses massives (10**7-8 masses solaires) et liées gravitationnellement, appelées grumeaux dans la suite. Ces grumeaux ne se forment dans des galaxies avec une fraction de gaz inférieure à 25%. Nous présentons ensuite une étude observationnelle d’un analogue local de grumeaux de galaxies à z=2, la galaxie naine de marée NGC 5291N. Une analyse des raies d’émission de cette galaxie montre la présence de chocs sur les pourtours de l’objet. La photométrie des amas d’étoiles de cette galaxie montre que les amas les plus jeunes (< 10 millions d’années) sont significativement moins massifs que les amas plus âgés. Ceci peut être le signe de fusions progressives d’amas et/ou d’une forte activité de formation stellaire dans ce système il y a environ 500 millions d’années.Dans un second lieu nous étudions comment la fraction de gaz influe sur la formation d’étoiles et d’amas stellaires dans des fusions de galaxies à z=2. En utilisant des simulations numériques nous montrons que ces fusions n’augmentent que relativement peu le taux de formation d’étoiles et d’amas stellaires comparativement aux fusions de galaxies locales, à faible fraction de gaz. Nous montrons que ceci est due à une saturation de plusieurs facteurs physiques, qui sont déjà présents naturellement dans les galaxies isolées à z=2 et sont donc comparativement peu accentués par les fusions. Il s’agit de la turbulence du gaz, des zones de champ de marée compressif et des flux de matières vers le noyau de la galaxie. Nous montrons aussi que les structures stellaires formées au sein des grumeaux de gaz sont préservées par la fusion : elles sont éjectées des disques et orbitent dans le halo de la galaxie résultante de la fusion, où elles peuvent devenir les progéniteurs de certains amas globulaires / We study the formation of stars and stellar clusters in gas-dominated galaxies. This term primarily refers to galaxies from the epoch of the peak of the cosmic star formation history, which occurred at z ~ 2, but also to their local analogues, the tidal dwarf galaxies.Firstly, using numerical simulations, we show that the massive galaxies at z = 2, which have a gas fraction of about 50%, form massive (10**7-8 solar masses) and gravitationally bound structures, which we call clumps thereafter. These clumps do not form in galaxies with a gas fraction below 25%. We then present an observational study of a local analogue of a z = 2 galactic clump, which is the tidal dwarf galaxy NGC 5291N. The analysis of emission lines show the presence of shocks on the outskirts of the object. Photometry of this galaxy’s stellar clusters show that the youngest clusters (< 10 million years) are significantly less massive than older clusters. This could be the sign of ongoing cluster mergers and/or of a strong star formation activity in this system about 500 million years ago).Secondly, we study how the gas fraction impacts the formation of stars and stellar clusters in galaxy mergers at z = 2. Using numerical simulations we show that these mergers only slightly increase the star and stellar cluster formation rate, compared to local galaxy mergers, which have a lower gas fraction. We show that this is due to the saturation of several physical quantities, which are already strong in isolated z=2 galaxies and are thus less enhanced by the merger. These factors are gas turbulence, compressive tides and nuclear gas inflows, We also show that the stellar structures formed in the gaseous clumps are preserved by the fusion: they are ejected from the disk and orbit in the halo of the remnant galaxy, where they may become the progenitors of some globular clusters

Comment les étoiles se forment elles ?. Cette vaste question fait appel à des connaissances dans plusieurs domaines dont deux majeurs, la Formation Stellaire et le Milieu Interstellaire. C’est dans ce cadre générale que s’inscrit ma thèse. Notre galaxie est un vaste laboratoire d’études de cette formation et je me suis donc intéressé aux premières étapes de la formation des étoiles, allant du nuage moléculaire à la proto-étoile. J’ai principalement utilisé des données provenant du télescope Herschel qui nous fournit des images et des données dans l’infrarouge lointain et le domaine sub-milimétrique à une résolution inégalée. J’ai d’abord construit un catalogue de sources à l’aide d’un algorithme d’identification croisée, SPECFIND, puis appliqué un algorithme de clustering, MST, sur près de 100 000 sources afin de construire le premier catalogue d’amas d’objets stellaires jeunes à l’échelle galactique. Ceci m’a conduit à étudier les propriétés de ces amas et des sources les constituant. / How stars form? This broad question uses knowledges in several areas, including two majors, the Star Formation and the Interstellar Medium. My thesis is a part of this overall framework. Our galaxy is a laboratory complex for the study of this formation. I became interested in the first stages of the star formations, from Molecular Clouds to protostars. I mainly used data from the Herschel telescope which provides us with images and data in the far infrared and sub-millimiter at an unparalleled resolution. First of all, I built a catalogue of young clumps using SPECFIND, an algorithm of cross-identification. Then I applied an algorithm of clustering, MST, over 100 000 young clumps to find over-densities in order to release the first catalogue of young stellar clusters in a galactic scale. Finally, I studied the physical properties of these clusters and their young clumps.