Chers collègues,

j'ai le plaisir de vous convier à la soutenance de mon habilitation à diriger des recherches "De la dynamique du milieu interstellaire à la formation des étoiles" qui se tiendra à l'ENS le mercredi 17 mars à 15h30 en salle 236 au 29 rue d'Ulm ainsi qu'au pot qui suivra.

Bien cordialement,

Patrick Hennebelle

Comprendre la formation des étoiles constitue l'un des défis majeurs de l'astrophysique contemporaine. En effet, ces dernières jouent un rôle capital dans l'histoire de notre univers. D'une part elles déterminent largement l'évolution des galaxies du fait de leurs rayonnements et les différents processus énergétiques qu'elles génèrent, telles par exemple que les supernovae. D'autre part à petites échelles, elles influencent très largement la formation des planètes du fait de leur impact sur la formation et l'évolution du disque protoplanétaire. Enfin, les étoiles synthétisent en leur sein les éléments lourds qui déterminent la thermodynamique du gaz interstellaire et permettent l'émergence du vivant.

La compréhension du processus de formation des étoiles nécessite celle de l'ensemble du cycle de la matière interstellaire qui, à ce titre, constitue le lien qui relie les grandes et les petites échelles de notre univers. Ce cycle, au cours duquel la densité du gaz s'accroît de plus de 25 ordres de grandeur, implique une grande diversité de processus tels que la turbulence, le champ magnétique, la gravité ou encore le transfert de rayonnement et met en jeu des échelles allant du millier d'années à la seconde lumière.

Mes recherche, pour l'essentiel, ont porté plus particulièrement sur l'étude de trois étapes importantes du cycle interstellaire.

Je me suis tout d'abord intéressé à la dynamique de l'hydrogène atomique interstellaire. En effet ce dernier remplit le volume des galaxies et est à l'origine de la formation des nuages moléculaires au sein desquels se forment les étoiles. Le gaz atomique présente la particularité d'être thermiquement bistable, c'est à dire qu'à une pression donnée, une phase chaude et diffuse et une phase froide et condensée coexistent. Par ailleurs, la présence d'une turbulence supersonique et trans voire super-Alfvénique est bien attestée dans ce milieu. De ce fait, la notion de turbulence à deux phases a été proposée et étudiée. Certaines caractéristiques de la turbulence biphasique ont pu être obtenues grâce à des simulations numériques, montrant qu'elles présentent des différences significatives avec celles de la turbulence supersonique isotherme.

Ensuite, diverses études visant à comprendre la dynamique des nuages moléculaires, ont été réalisées. En particulier, un calcul totalement analytique du nombre de fluctuations de densité induite par la turbulence supersonique a pu être mené. Les fluctuations excédant un seuil fixe de densité présentent un spectre de masse en loi de puissance, identique au spectre de masse des clumps observés dans les nuages moléculaires. Les fluctuations autogravitantes quant à elles, présentent un spectre de masse très similaire à la fonction initiale de masse des étoiles observées dans notre galaxie. Cela suggère fortement que la distribution de masse de ces dernières, est la conséquence directe des processus gravo-turbulents à l'oeuvre dans les nuages moléculaires.

Enfin, les phases ultimes de la formation des étoiles, caractérisées par l'effondrement gravitationnel du coeur préstellaire, ont fait l'objet d'une attention particulière. C'est en effet ce processus qui détermine la formation des disques protoplanétaires ainsi que la formation des binaires. Les simulations numériques réalisées grâce au code à maillage adaptatif RAMSES, ont permi de mettre en lumière le rôle prépondérant joué par le champ magnétique qui conduit par torsion des lignes de champ, à un transport très efficace du moment cinétique des parties internes du coeur en effondrement ainsi qu'à l'éjection rapide d'une fraction de la matière. Les caractéristiques des disques protoplanétaires qui en résultent, s'en trouvent très profondément affectées.