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Des Galaxies aux planètes : le milieu interstellaire Comment la simulation numérique aide à comprendre la formation des étoiles et des disques protoplanétaires.

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Présentation au sujet: "Des Galaxies aux planètes : le milieu interstellaire Comment la simulation numérique aide à comprendre la formation des étoiles et des disques protoplanétaires."— Transcription de la présentation:

1 Des Galaxies aux planètes : le milieu interstellaire Comment la simulation numérique aide à comprendre la formation des étoiles et des disques protoplanétaires Patrick Hennebelle pour le PCMI Dahbia Talbi, Jean-Hugues Fillion, Valentine Wakelam, Alexandre Faure, Franck Le Petit Benoit Commerçon, Marc Joos, Anaelle Maury, Jacques Masson Edouard Audit, Andréa Ciardi, Sébastien Fromang, Romain Teyssier, Gilles Chabrier, Philippe André

2 Quest-ce que le PCMI ? Quels sont ses objectifs ? La formation des étoiles et des planètes Lémergence de la complexité Un écran à soustraire

3 Hot Ionised Gas Molecular Gas Dense Cores Large scale structures Interstellar Cycle Planets Warm Ionised Gas Warm Neutral Gas Cold Neutral Gas STARS Heavy Elements Kinetic energy Radiation Cosmic Rays Accretion discs

4 ECOLE EVRY SHATZMAN 2012 ees2012.ens.fr

5 In the Interstellar Medium: Radiation Thermal Kinetic Cosmic Rays Magnetic 1 eV cm -3 => Energy equipartition => Strong coupling between several physical processes => Difficult to simplify and isolate the problems => Slow progress

6 Bournaud et al Simulating whole galaxiesSimulating parts of galaxies de Avillez & Breitschwerdt 2005 Performing global Simulations Performed with RAMSES PRACE+ERC project

7 Hot Ionised Gas Molecular Gas Dense Cores Large scale structures Interstellar Cycle Planets Warm Ionised Gas Warm Neutral Gas Cold Neutral Gas STARS Heavy Elements Kinetic energy Radiation Cosmic Rays Accretion discs

8 The 2-phase model Thermal equilibrium curve (Field et al. 69, Wolfire et al. 95) CNM WNM Unstable Field 65: performs linear stability analysis of the radiatively cooling fluid equations. Obtains the isobaric criteria for instability: Wolfire et al. 95

9 20 pc Turbulence within a bistable fluid (Koyama & Inutsuka 02,04, Kritsuk & Norman 02, Gazol et al. 02, Audit & Hennebelle 05, Heitsch et al. 05, 06, Vazquez-Semadeni et al. 06) -Forcing from the boundary -Statistical stationarity reached -complex 2-phase structure -cnm very fragmented -turbulence in CNM is maintained by interaction with WNM Audit & Hennebelle 05

10 3D simulations Intermediate behaviour between 2-phase and polytropic flow

11 50 pc Formation of a molecular cloud : -with Cooling -Isothermal Converging flow Importance of Cooling For the Formation of Structures

12 Gas-phase chemical modeling Model parameters : -Temperature (K) -Density (cm -3 ) -Elemental abundances -UV, X-rays, cosmic-rays fields -Chemical networks Computation of the chemical abundances : dn i /dt = k lj n l n j - n i k ij n j Production Destruction k : reaction rate coefficients A large community of French chemists and physicists, theoreticians and experimentalists are involved in the determination of accurate k (Bordeaux, Dijon, Montpellier, Paris, Rennes) A + B C + D KIDA Kinetic database for Astrochemistry

13 H =E QCT, RRKM, TST ……. k (T) CRESU Astrochemical modelling Kinetic Data Base (KIDA) Measurment at low T and P

14 Hot Ionised Gas Molecular Gas Dense Cores Large scale structures Interstellar Cycle Planets Warm Ionised Gas Warm Neutral Gas Cold Neutral Gas STARS Heavy Elements Kinetic energy Radiation Cosmic Rays Accretion discs

15 Flow of WNM (density 1cc), velocity 20km/s each side, initial magnetic field 5 G, gravity included Hennebelle et al. (2008), Klessen & Hennebelle (2010)

16 Internal clump velocity dispersion (density > 2500 cm -3 ) Klessen & Hennebelle (2010) R 0.5 Falgarone 2000 Compatible with Larson law =>is turbulence within GMC driven from outside ?

17 Iffrig & Hennebelle in prep 2012 Influence of supernovae explosions within molecular clouds

18 Hot Ionised Gas Molecular Gas Dense Cores Large scale structures Interstellar Cycle Planets Warm Ionised Gas Warm Neutral Gas Cold Neutral Gas STARS Heavy Elements Kinetic energy Radiation Cosmic Rays Accretion discs

19 The core mass function (Motte et al. 1998, Testi & Sargent 1998, Alves et al. 2007, Johnstone et al. 2002, Enoch et al. 2008, Simpson et al. 2008) Alves et al Konyves, André et al. 2010

20 Extending Press-Schecter (1974) approach to the supersonic turbulent case Principles of Press-Schecter analysis Used in cosmology to predict the mass spectrum of DM haloes: =>very successful -consider a spectrum of density fluctuations (Gaussian in the cosmological case) characterized by its powerspectrum and smooth it at scale R -setup a criterion to decide which perturbations have to be considered (collapse time should be smaller than the age of the universe) -sum over the corresponding fluctuations In the case of Molecular clouds (Padoan et al. 1997, Hennebelle & Chabrier 2008, 2009, 2011, Hopkins 2011, 2012) -assume that the density PDF is log-normal -the power-spectrum of log is close to Kolmogorov -consider a uniform density threshold -consider self-gravitating structures

21 Comparisons with numerical simulations No free parameter Hennebelle & Chabrier 2009 Comparison with numerical simulations from Jappsen et al with gravity Schmidt et al Comparison with high resolution numerical simulations without gravity

22 Hot Ionised Gas Molecular Gas Dense Cores Large scale structures Interstellar Cycle Planets Warm Ionised Gas Warm Neutral Gas Cold Neutral Gas STARS Heavy Elements Kinetic energy Radiation Cosmic Rays Accretion discs

23 XY hydro XZhydro XY MHD =2 XZ MHD =2 300 AU A collapse calculation ( zoom onto the central part ) (Hennebelle & Fromang 2008, Commerçon et al. 2010, Joos et al. 2012) 1 solar mass slowly rotating core B,

24 Comparison of the PdBI maps with MHD simulations Hydrodynamical simulations produce too much extended (+ multiple) structures if compared to the observations. MHD simulations ? Taurus Perseus Hennebelle & Fromang (2008) Hennebelle & Teyssier (2008) MHD simulations : produce PdB-A synthetic images with typical FWHM ~ Similar to Class 0 PdB-A sources observed ! need B to produce compact, single PdB-A sources. White dashed : 3sigma level. Thick black : 5sigma level Maury et al. 2010

25 Hincelin U., Commerçon B., Wakelam V., Hersant F., Guilloteau S., Aikawa Y. en préparation Chimie 3D de leffondrement des cœurs denses - formation des disques protoplanétaires Chimie gaz-grain NAUTILUS Hersant et al Hincelin et al CO(gaz)/ H x(UA) z(UA) y(UA) Effondrement 3D (RMHD) RAMSES Teyssier 2002 Fromang et al Commerçon et al T(K) x(UA) y(UA) y(UA) log n(cm -3 ) t= ans Chimie 3D

26 5 PhotodesorptionUV Photodesorption UV dun analogue de glace interstellaire : Première étude expérimentale de la dépendence en longueur donde. δ molecule/photon CO Au, 18 K Direct excitation of CO CO desorption UV photon ( nm) Fayolle et al. APJ 2011 Photodésorption de CO (15 K) Expérience Ultra-vide & utilisation du rayonnement synchrotron (SOLEIL) Compréhension du mécanisme microphysique Taux de photodésorption dans différents champs de rayonnement

27 PDR Data Base (LUTH / MIS) Modèles de nuages interstellaires pour Herschel, IRAM, ALMA, VLT, HST, FUSE,... Interprétation «ordre 0» ou préparation dobservations densité de colonne de centaines despèces chimiques intensités de raies, spectres structures des nuages Bases de données théoriques pour le MIS Starformat (LERMA / ENS) Simulations MHD du gaz interstellaire Formation des nuages, coeurs denses,... Propriétés de la turbulence Propriétés des coeurs denses distribution masse, vitesse,... Post-traitement fournissent observables Développement international Application : milieu diffus, régions de formation détoiles, milieu intergalactique,...

28 Conclusions La formation des étoiles et des planètes sont des processus intimement liés qui sont : -multi-échelles -multi-physiques impliquant la synergie entre : -observations -théories non-linéaires -simulations numériques -développement et maintien de codes -expériences de laboratoire -bases de données Des progrès importants ont été réalisés (IMF, SFR, fragmentation). ALMA ouvre de grandes perspectives.

29 Column density Density cut Temperature Magnetic field Although the cloud appears as a single phase entity in projection, its structure is not very different from the CNM/WNM structure. Clumps are bounded by WNM which provides them a confining pressure.


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