Dynamical aspects of the interstellar medium
Aspects dynamiques du milieu interstellaire
Résumé
This work deals with the very rich microphysics of the interstellar medium
in several hydrodynamical problems at very high resolution, all associated
to star formation.
The first part of this study concerns the implementation of a numerical
1D hydrodynamical code which we applied to three different fields.
In protostellar jets, we compute the time delay for shocks to get
to steady state. We explore the applicability of the quasi-stationary
hypothesis and unveil an instability linked to H2 molecule reformation
in dissociative shocks. For this last type of shocks, we produce
a reduced chemical network for future 3D studies.
In the context of photoionisation regions, we use the same code to
discuss the role of the Rayleigh-Taylor instability in the
formation of elephant trunk structures observed. It appears that
gravitation is one of the main actor responsible for the birth of the instability.
Besides, we produce the first dynamical simulations of a mixed front
of photo-ionisation and photo-dissociation.
Finally, the code turns out to be quite useful to account for the shperical
collapse of prestellar condensations. We confront our models to observational
constraints on IRAM 04191. We show that Bonnor-Ebert initial conditions
are much better than the singular isothermal sphere. The detailed treatment
of the energy transfer associated with the chemistry of cooling agents improves
significantly further the match between the models and the observations.
The second part of this work focuses on the theoretical study of thermal
instability. The linear study reveals a characterstic
fragmentation length scale which yields a refinement criterion useful
for adaptive meshes. The study at uniform pressure predicts the mass
density probability function and also allows to cost estimate the
adaptive mesh refinement simulations. Both these analytical tools are
first hints towards the interpretation of observed mass spectra.
Further scrutiny of the complementary roles of gravity and thermal
instability allows to devise scenarii for the fragmentation of the
interstellar medium. Finally, 3D numerical simulations with the AMR
code RAMSES qualitatively confirm these results.
in several hydrodynamical problems at very high resolution, all associated
to star formation.
The first part of this study concerns the implementation of a numerical
1D hydrodynamical code which we applied to three different fields.
In protostellar jets, we compute the time delay for shocks to get
to steady state. We explore the applicability of the quasi-stationary
hypothesis and unveil an instability linked to H2 molecule reformation
in dissociative shocks. For this last type of shocks, we produce
a reduced chemical network for future 3D studies.
In the context of photoionisation regions, we use the same code to
discuss the role of the Rayleigh-Taylor instability in the
formation of elephant trunk structures observed. It appears that
gravitation is one of the main actor responsible for the birth of the instability.
Besides, we produce the first dynamical simulations of a mixed front
of photo-ionisation and photo-dissociation.
Finally, the code turns out to be quite useful to account for the shperical
collapse of prestellar condensations. We confront our models to observational
constraints on IRAM 04191. We show that Bonnor-Ebert initial conditions
are much better than the singular isothermal sphere. The detailed treatment
of the energy transfer associated with the chemistry of cooling agents improves
significantly further the match between the models and the observations.
The second part of this work focuses on the theoretical study of thermal
instability. The linear study reveals a characterstic
fragmentation length scale which yields a refinement criterion useful
for adaptive meshes. The study at uniform pressure predicts the mass
density probability function and also allows to cost estimate the
adaptive mesh refinement simulations. Both these analytical tools are
first hints towards the interpretation of observed mass spectra.
Further scrutiny of the complementary roles of gravity and thermal
instability allows to devise scenarii for the fragmentation of the
interstellar medium. Finally, 3D numerical simulations with the AMR
code RAMSES qualitatively confirm these results.
Ce travail de thèse met en oeuvre la microphysique très riche
du milieu interstellaire dans plusieurs problèmes hydrodynamiques
à très haute résolution, tous associés à la formation des étoiles.
La première partie du travail concerne le développement d'un
modèle numérique monodimensionnel que nous avons appliqué à trois
domaines différents.
Dans les jets protostellaires, nous dégageons les temps de mise
à l'état stationnaire des chocs. Nous précisons les domaines
d'application de l'hypothèse quasi-stationnaire, et mettons au
jour une instabilité liée à la reformation de la molécule H2
dans les chocs dissociants. Pour ces derniers chocs, nous
produisons un réseau chimique simplifié qui rendra possible leur
étude tridimensionnelle.
Dans le cadre des régions de photo-ionisation, nous utilisons
le même code pour discuter le rôle de l'instabilité de Rayleigh-Taylor
dans la formation des structures en piliers observées. Il nous
apparaît que la gravitation est l'un des principaux responsables
de la naissance de cette instabilité. De plus, nous produisons
les premières simulations dynamiques d'un front mixte d'ionisation
et de photodissociation.
Enfin, le code se révèle très utile pour rendre compte de
l'effondrement sphérique des condensations préstellaires.
Nous confrontons nos modèles à des contraintes observationnelles
dégagées sur IRAM 04191. Nous montrons que les conditions initiales
d'Ébert-Bonnor sont préférables à la sphère singulière isotherme.
Le traitement détaillé du transfert de l'énergie associé à la chimie
des agents refroidissant constitue encore une très nette amélioration.
La deuxième partie de ce travail se concentre sur l'étude
théorique de l'instabilité thermique. L'étude linéaire révèle
une longueur caractéristique de fragmentation qui fournit un
critère de raffinement utile aux maillages à résolution adaptative.
L'étude homobare qui prédit la répartition de la masse permet
aussi de prévoir le coût des simulations avec raffinement de maillage.
Ces deux outils analytiques fournissent les premières pistes
vers l'interprétation des spectres de masse observés. L'examen
des rôles complémentaires de la gravité et de l'instabilité
thermique permet de formuler des scénarios pour la fragmentation
du milieu interstellaire. Enfin, des simulations numériques tridimensionnelles
réalisées avec le code RAMSES à raffinement adaptatif de maillage
confirment qualitativement ces résultats.
du milieu interstellaire dans plusieurs problèmes hydrodynamiques
à très haute résolution, tous associés à la formation des étoiles.
La première partie du travail concerne le développement d'un
modèle numérique monodimensionnel que nous avons appliqué à trois
domaines différents.
Dans les jets protostellaires, nous dégageons les temps de mise
à l'état stationnaire des chocs. Nous précisons les domaines
d'application de l'hypothèse quasi-stationnaire, et mettons au
jour une instabilité liée à la reformation de la molécule H2
dans les chocs dissociants. Pour ces derniers chocs, nous
produisons un réseau chimique simplifié qui rendra possible leur
étude tridimensionnelle.
Dans le cadre des régions de photo-ionisation, nous utilisons
le même code pour discuter le rôle de l'instabilité de Rayleigh-Taylor
dans la formation des structures en piliers observées. Il nous
apparaît que la gravitation est l'un des principaux responsables
de la naissance de cette instabilité. De plus, nous produisons
les premières simulations dynamiques d'un front mixte d'ionisation
et de photodissociation.
Enfin, le code se révèle très utile pour rendre compte de
l'effondrement sphérique des condensations préstellaires.
Nous confrontons nos modèles à des contraintes observationnelles
dégagées sur IRAM 04191. Nous montrons que les conditions initiales
d'Ébert-Bonnor sont préférables à la sphère singulière isotherme.
Le traitement détaillé du transfert de l'énergie associé à la chimie
des agents refroidissant constitue encore une très nette amélioration.
La deuxième partie de ce travail se concentre sur l'étude
théorique de l'instabilité thermique. L'étude linéaire révèle
une longueur caractéristique de fragmentation qui fournit un
critère de raffinement utile aux maillages à résolution adaptative.
L'étude homobare qui prédit la répartition de la masse permet
aussi de prévoir le coût des simulations avec raffinement de maillage.
Ces deux outils analytiques fournissent les premières pistes
vers l'interprétation des spectres de masse observés. L'examen
des rôles complémentaires de la gravité et de l'instabilité
thermique permet de formuler des scénarios pour la fragmentation
du milieu interstellaire. Enfin, des simulations numériques tridimensionnelles
réalisées avec le code RAMSES à raffinement adaptatif de maillage
confirment qualitativement ces résultats.
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