No description available.

Observations et modelisation de l'équilibre magnéto hydro dynamique des protubérances solaires

No description available.

Dans ce travail de thèse, nous analysons pour la première fois à l'aide de la technique d'imagerie doppler, les raies photosphériques de deux étoiles T Ttauri à faibles raies d'émission, pour cartographier leur brillance de surface et localiser ainsi les inhomogenéités en température, qui signent la présence de forts champs magnétiques. Pour ce faire, nous avons développé une méthode numerique fondée sur la paramétrisation de taches, dont les caractéristiques sont déterminées lors de la minimisation, de type moindres carrés, des différences entre les modèles de raie calculés et l'ensemble des raies (issues de divers éléments chimiques) observées à plusieurs phases rotationnelles. Nous étudions le type et l'amplitude de déformations engendrées par la présence de taches froides, ce qui nous permet d'en déduire les conditions optimales d'application de l'imagerie doppler. Nous etudions par ailleurs les limitations intrinséques de cette technique déterminées par la qualité des données (résolution instrumentale et rapport signal sur bruit). L'application à des étoiles T Tauri, jeunes étoiles en fin de formation, similaires au soleil dans sa jeunesse, nous permet de mettre en évidence la présence de larges taches froides, préférentiellement localisées aux latitudes élevées. La position de ces taches suggère une géometrie de type dipolaire pour le champ magnétique. Seule une étude exhaustive pourra déterminer si cette géometrie est commune à toute cette classe d'étoiles, ou si elle est liée à des caractéristiques particulières (fort taux de rotation 70km/s ; 80 km/s). cette réponse est cruciale pour déterminer l'origine du champ magnétique : fossile, engendré par un mecanisme particulier de type dynamo, peut-etre les deux à la fois. L'application future de cette technique aux etoiles T Tauri classiques, supposées etre entourées d'un disque d'accrétion, sera determinante pour comprendre l'interaction entre l'environnement circumstellaire et l'objet central.

Les anomalies des rapports R₁₂ = I(F =1-1)/I(F =2-1) et R₀₂ = I(F =0-1)/I(F =2-1) des raies de HCN et HNN⁺ sont : modélisées par un modèle de transfert du rayonnement dans un nuage moléculaire sphérique ou plan - parallèle en tenant compte du recouvrement des raies; observées a grande échelle dans un nuage sombre du complexe Taureau-Persée, HCL2, ou l'on constate l'importance des phénomènes de diffusion dans une enveloppe de faible densité. Trois nuages sombres du complexe du Taureau, couvrant une dizaine de degrés carrés, ont été observes avec les 5' de résolution spatiale du radiotélescope millimétrique de Bordeaux dans les raies J = 1-0 de ¹²CO, ¹³CO, C¹⁸O. Ces observations permettent d'établir l'abondance de ¹³CO et C¹⁸O dans le Taureau et d'étudier la cinétique de ces nuages. L'abondance de ¹³CO présente un gradient en direction de Persée, tandis que C¹⁸O a une abondance constante sur toute la région. Une étude de la structure en densité des nuages sombres est présentée en annexe.

Les observations des étoiles de type T Tauri ont mis en évidence le très grand nombre de systèmes binaires parmi cette classe d'objets stellaires jeunes. Cette constatation, associée à celle de l'influence de la déformation des disques circumstellaires sur les distributions spectrales d'énergie des T Tauri, nous a conduit à étudier les effets de marée dans les sytèmes binaires d'étoiles jeunes. Dans un premier temps, nous avons donc calculé la perturbation engendrée par des effets de marée dans un disque circumstellaire, auto-gravitant ou d'accrétion. De façon à obtenir un développement analytique, nous avons dans cette étude supposé la perturbation faible. Pour évaluer l'incidence de cette déformation sur la distribution spectrale d'énergie, nous avons ensuite calculé l'énergie émise dans une direction donnée par le système constitué du disque déformé et de l'étoile située en son centre. Cette étude a quant à elle été menée dans le cas d'une déformation d'amplitude quelconque, et rien n'a été négligé du point de vue géométrique, c'est-à-dire qu'ont été prises en considération l'ombre portée par le disque sur l'étoile et celle portée par l'étoile sur le disque. Puis nous avons appliqué ces deux études aux systèmes binaires d'étoiles jeunes de type T Tauri. Nous avons ainsi montré que dans le cas de faibles perturbations, c'est-àdire de systèmes binaires dans lesquels la séparation entre les deux composantes est supérieure ou de l'ordre de la centaine d'unités astronomiques, les effets de marée dans le disque circumstellaire ont une incidence tout à fait significative sur le domaine submillimétrique de la distribution spectrale d'énergie. Pour évaluer l'influence de ces effets dans les systèmes binaires plus serrés, nous avons ensuite décrit la déformation de manière paramétrique. Les distributions spectrales d'énergie obtenues alors nous conduisent à proposer une nouvelle interprétation des observations d'objets stellaires jeunes de classe I, et nous permettent également de reproduire des distributions spectrales d'énergie d'étoiles de type T Tauri ayant un fort excès dans l'infra-rouge. Enfin, nous abordons de façon préliminaire le problème de l'influence de la déformation sur le taux d'accrétion dans le disque.

Décrire théoriquement l'activité chimique complexe du milieu interstellaire et calculer les abondances moléculaires qui en découlent, est un des aspects d'une étude globale d'un milieu qui présente des conditions physiques totalement étrangères aux possibilités terrestres. Nous avons mis au point un code informatique automatique qui résoud les équations cinétiques de la chimie couplées au calcul des taux de photodestruction des espèces moléculaires exposées au champ de rayonnement UV interstellaire. Dans le cas d'un nuage interstellaire l'hypothèse d'équilibre chimique a été adoptée, dans le cas d'une enveloppe circumstellaire en expansion un globule de matière est suivi au cours de son périple dans un formalisme Lagrangien. L'utilisation de ce code numérique ainsi que des observations millimétriques effectuées sur POM-1 à l'Observatoire de Bordeaux et sur l'antenne de 30 mètres de l'IRAM à Pico Veleta en Espagne, ont permis - d'étudier la corrélation 13CO/Av dans deux nuages sombres (L1506 et L1529) du complexe du Taureau et de discuter les variations d'abondance des isotopes de CO à travers toute la région Taureau-Persée; - de modéliser le nuage moléculaire qui se trouve sur la ligne de visée de l'étoile HD 29647 dans Heiles Cloud 2, et qui est un nuage intermédiaire entre le milieu diffus et les nuages moléculaires denses ; - d'étudier la chimie de l'azote dans les enveloppes circumstellaires oxygénées, sur la base de nouvelles détections de HCN dans des étoiles OH/IR géantes ou supergéantes.

Contribution à l'étude magnéto thermo dynamique des protubérances solaires: aspects observationnels et simulation numérique résistive radiative de la formation et de l'équilibre des protubérances en 2D

À toutes les échelles de l'Astrophysique, l'impact de l'ionisation venant des étoiles massives est une question cruciale. A l'échelle galactique, l'ionisation peut réguler la formation des étoiles en soutenant les nuages moléculaires contre l'effondrement gravitationnel et à l'échelle stellaire, diverses indications pointent vers une naissance possible du système solaire à proximité des étoiles massives. À l'échelle du nuage moléculaire, il est clair que le gaz chaud et ionisé comprime le gaz froid qui l'entoure, conduisant à la formation des piliers, des globules, et des coquilles de gas dense dans lesquelles des coeurs pré-stellaires sont observés. Quels sont les mécanismes de formation de ces structures? La formation de ces coeurs pré-stellaires est-elle déclenchée par l'ionisation ou préexistante ? Les étoiles massives ont-elles un impact sur la distribution en densité du gaz environnant ? Ont-elles un impact sur la distribution des étoiles en fonction de leur masse (la fonction de masse initiale, IMF) ? Cette thèse vise à apporter des éléments de réponse à ces questions, en se concentrant en particulier sur la compréhension de la formation des structures entre le gaz froid et ionisé. Nous présentons l'état de l'art des travaux théoriques et des observations des régions ionisées (régions Hii) et nous introduisons les outils numériques qui ont été développés pour modéliser l'ionisation dans les simulations d'hydrodynamique turbulente effectuées avec le code HERACLES. Grâce aux simulations, nous présentons un nouveau modèle pour la formation des piliers basés sur la courbure et l'effondrement de la coquille dense sur elle-même et un nouveau modèle pour la formation de globules basé sur la turbulence du gaz froid. Plusieurs diagnostics ont été développés pour tester ces nouveaux modèles sur les observations. Si les piliers sont formés par l'effondrement de la coquille dense sur elle-même, le spectre en vitesse d'un pilier en formation présente un spectre avec une composante décalée vers le rouge et une composante décalée vers le bleu correspondant aux parties de la coquille en avant-plan et en arrière-plan qui rentrent en collision sur la ligne de visée. Si les globules émergent en raison de la turbulence du nuage moléculaire, le spectre en vitesse de ces globules est décalé à des vitesses différentes de celles de la coquille, des piliers et des coeurs denses qui suivent l'expansion globale de la région H ii. Un autre diagnostic est l'impact de la compression sur la fonction de densité de probabilité (PDF) du gaz froid. La distribution a un double pic lorsque la pression dynamique turbulente est faible par rapport à la pression du gaz ionisé. Il s'agit de la signature de la compression causée par l'expansion de la bulle ionisée. Quand la turbulence est élevée, les deux pics fusionnent et la compression peut encore être identifiée, mais la signature est moins claire. Nous avons utilisé des cartes de densité de colonne Herschel et des données de raies moléculaires pour caractériser la structure en densité et vitesse de l'interface entre le gaz ionisé et le gaz froid dans plusieurs régions : RCW 120, RCW 36, Cygnus X, la Nébuleuse de la Rosette et de l'Aigle. En plus des diagnostics issus des simulations, des prédictions analytiques des paramètres de la coquille et des piliers ont été testées et confrontées aux observations. Dans toutes ces régions, les modèles analytiques et les diagnostics issus des simulations donnent des résultats concluants. La structure en vitesse d'un pilier en formation dans la nébuleuse de la Rosette suggère qu'il a été formé par l'effondrement de la coquille sur elle-même et la dispersion des vitesses moyennes des globules dans Cygnus X et dans la Nébuleuse de la Rosette tend à confirmer leur origine turbulente. La compression due au gaz ionisé est visible sur la PDF du gaz froid dans la plupart des régions étudiées. Ce résultat est important pour le lien entre l'IMF et les propriétés globales du nuage. Si l'IMF peut être déduite de la PDF d'un nuage, l'impact des étoiles massives sur la PDF doit être pris en compte. En outre, nous présentons des simulations dédiées de RCW 36 qui suggèrent que les coeurs denses au bord du gaz ionisé ne sont pas pré-existants, leur formation a été déclenchée par la compression due à l'ionisation. En conséquence, l'ionisation des étoiles massives est un processus clé qui doit être pris en compte pour la compréhension de l'IMF. En annexe, nous présentons également des travaux réalisés en parallèle de cette thèse : l'échange de charge dans la collision entre vents planétaires et stellaires, en collaboration avec le professeur E. Chiang, à l'école d'été ISIMA 2011 à Pékin; et le test de site en sub-millimétrique sur la station Concordia en Antarctique avec l'équipe CAMISTIC (PI : G. Durand).

L'eau est un constituant essentiel de l'atmosphère des supergéantes rouges (RSG), dont l'influence reste mal comprise. Le spectre observé de l'eau de ces étoiles ne peut être reproduit que par l'ajout d'une coquille de gaz moléculaire, les MOLsphères. Cependant, l'hypothèse des MOLsphères reste fragile et sujette à caution. Dans le but de mieux interpréter les spectres observés, la synthèse de spectres hors équilibre thermodynamique local est une approche potentiellement importante. Les effets hors ETL étant potentiellement fort, ils pourraient être en mesure de lever les problèmes de l'interprétation des raies de l'eau sans ajout de MOLsphère et impliquer un rôle important dans la dynamique de l'atmosphère. Pour cela, nous avons développé une méthode originale en mesure de résoudre l'équation de transfert pour les nombreuses transitions radiatives de l'eau sans l'approximation ETL. Cette méthode a été mise en oeuvre via le développement d'un code de transfert radiatif parallèle. Les premiers résultats montrent que les effets hors ETL dans l'atmosphère des RSG, et leur impact sur le spectre comme sur certaines observables utilisées pour sonder ces étoiles, sont importants.