Thèse présentée pour obtenir le grade de Docteur de l'Université Louis Pasteur

Anne Martin

Description

Niveau: Supérieur, Doctorat, Bac+8
....... . . . Thèse présentée pour obtenir le grade de Docteur de l'Université Louis Pasteur Strasbourg I Discipline : par Anne Martin TitreTitre de la thèse Soutenue publiquement le……. Membres du jury Directeur de Thèse : M…Prénom Nom, grade, lieu d'exercice Rapporteur Interne : M…Prénom Nom, grade, lieu d'exercice Rapporteur Externe : M…Prénom Nom, grade, lieu d'exercice Rapporteur Externe : M…Prénom Nom, grade, lieu d'exercice Examinateur : M…Prénom Nom, grade, lieu d'exercice Thès r sentée pour obtenir le grade de Docteur de l'Université Louis Pasteur Strasbourg I Discipline : Astrophysique par Jean-Julien FLECK Approche numérique de la dynamique et de l'évolution stellaires appliquées à la fusion galactique Soutenue publiquement le ?? juillet ???? Membres du jury Directeur de Thèse : M. Christian BOILY, MdC, Observatoire de Strasbourg Rapporteur Interne & Président : M. Jean HEYVÆRTS, Professeur, Observatoire de Strasbourg Rapporteur Externe : M. Douglas HEGGIE, Professeur, School of Mathematics, Edinburgh Rapporteur Externe : M. Rainer SPURZEM, Professeur, ARI, Heidelberg Examinatrice : Mme Annie ROBIN, DR CNRS, Observatoire de Besançon Examinatrice : Mme Françoise COMBES, Astronome, LERMA, Paris

• amas


• développement de bibliothèques ruby permettant d'interfacer évolution stellaire


• amas jeunes


• visi- teurs du pro- gramme hpc


• pro- blèmes admi- nistratifs


• tés de ruby


• observatoire de strasbourg rapporteur


• obser-vation de jeunes amas stellaires

Sujets

• Martin
• Douglas
• Louis Pasteur University
• Combes
• Spurzem

Informations

• Publié par: profil-zyak-2012
• Nombre de lectures: 65
• Langue: Français
• Poids de l'ouvrage: 24 Mo

Extrait

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Thèse présentée pour obtenir le grade de Docteur de l’Université Louis Pasteur Strasbourg I

Discipline : Astrophysique

par JeanJulien F LECK

Approche numérique de la dynamique et de l’évolution stellaires appliquées à la fusion galactique

Membres du jury

Directeur de Thèse : Rapporteur Interne & Président : Rapporteur Externe : Rapporteur Externe : Examinatrice : Examinatrice :

Soutenue publiquement lejuillet

M. Christian B OILY , MdC, Observatoire de Strasbourg

M. Jean H EYVÆRTS , Professeur, Observatoire de Strasbourg M. Douglas H EGGIE , Professeur, School of Mathematics, Edinburgh M. Rainer S PURZEM , Professeur, ARI, Heidelberg Mme Annie R OBIN , DR CNRS, Observatoire de Besançon Mme Françoise C OMBES , Astronome, LERMA, Paris

Pour leurs relectures scientifiques, toute ma re connaissance va à Christian, Dominique et Vince. Pour leurs relectures orthographiques, ce sont mes parents qu’il me faut remercier. Merci aussi à Marion, Dominique et Lionel pour les précieux conseils dispensés avant la présentation.

À tous ceux qui à l’observa Les gourmands remercie toire ou dans d’autres institutions ront toute ma famille pour académiques m’ont guidé et permis avoir préparé un si bon d’achever ces trois années d’études. Merci pot de soutenance. à Douglas et Stefan pour m’avoir accueilli à leur « Astro Tea », Max pour m’avoir initié aux joies du « Under water Hockey », Catherine pour avoir veillé à tous mes pro blèmes admi nistratifs et à la bande de joyeux drilles que consti tuent les visi teurs du pro gramme HPC Europa. Merci à Christian pour m’avoir guidé ces trois années du rant, aux membres de l’équipe Galaxies pour de fructueuses discussions et à tous les thé ♦ sards et stagiaires qui ont participé à D’un nos séances de dénombrements aléa point de toires quotidiennes dans notre vue program grand bureau du bâtiment Sud. mation, je tiens à remercier Seb pour m’avoir initié à Perl, Vince qui m’a convaincu des capaci tés de Ruby et Bill pour son magni fique Tioga dont j’ai fait grand usage via dans les figures du présent ctioga manuscrit. Je tiens aussi à remercier Yannick pour ses fichiers de style A LT X, Peter pour son N EMO E Last but not least, et Nicolas pour m’avoir je ne peux pas finir cette page appris à m’en servir sans remercier ma très chère femme et en avoir permis Marie sans qui peu de tout ce qui l’adaptation va suivre aurait pu être possible. à Mac Pour m’avoir supporté au jour le OS. jour et notamment les derniers ♦ temps, pour son soutien au futur qui s’annonce : encore un grand M ERCI ! ♥

Résumé

ETTE THÈSE étudie l’influence des échelles stellaires et galactiques sur l’obser vation de jeunes amas stellaires. Une étude complète du phénomène de ségré C gation de masse est faite pour en déduire l’erreur systématique induite lors de l’estimation de la masse de ces amas jeunes à partir des observations (lumi neuses) et du théorème du viriel. Cette étude a été rendue possible par le développement de bibliothèques ruby permettant d’interfacer évolution stellaire et banque spectrale avec l’analyse. L’influence des échelles galactiques est explorée via la reproduction du système des Antennes et la récupération du tenseur de marée correspondant le long de l’orbite d’un amas dans ce système. Les implications de ce concept sont discutées, notamment l’apparition de zones complètement compressives possiblement à l’origine de la forma tion d’une partie des amas observés ou de leur survie primordiale. Son inclusion dans un code à sommation directe a été effectuée.

Abstract

HIS THESIS explore the influence of stellar and galactic scales on young star clusters observations. A complete study of the mass segregation phenomenon has been conducted to quantify the induced observational bias when estima T ting mass from the virial theorem. The development of ruby libraries linking stellar evolution routines and a spectral library to the analysis made the result possible. The Antennæ system has been reproduced to investigate the influence of galactic scales. The tidal tensor experienced along a cluster orbital path has been retrieved and its im plications explored. Totally compressive zones that could trigger cluster formation or prevent early dissolution have been highlighted and the inclusion of this method in a direct summation code done.

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Table des matières

Introduction générale 1 Amas stellaires: définition . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1.1 Un peu d’histoire... . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1.2 Au siècle dernier . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1.3 Et maintenant ? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2 Plan de thèse . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Références . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

I Techniques de simulation 1 La M O D E S T . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .organisation et le RSDN 2 GasTel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2.1 Idée . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2.2 Théorie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2.3 Code . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3 Nbody6 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.1 Historique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.2 Principes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4 Évolution stellaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4.1 Principes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4.2 Évolution stellaire et codes dynamiques . . . . . . . . . . . . . . . . 4.3 Formules analytiques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4.4 Codes numériques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4.4.1 GasTel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4.4.2 Nbody6 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4.5 Tests et utilisation scriptée . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4.5.1 Suivi temporel dans le diagramme HertzsprungRussel . . . . 4.5.2 Isochrones et fichier de phases . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4.5.3 Utilisation de la grille . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5 Bibliothèque spectrale . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5.1 Historique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5.2 Principe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5.3 Applications et tests . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5.3.1 Comparaison aux isochrones de Padoue . . . . . . . . . . . . 5.3.2 Comparaison au projet Basti . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5.3.3 Comparaison avec les données Hipparcos . . . . . . . . . . . Références . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

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Table des matières

II Ségrégation de masse & GasTel Théorie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1.1 Temps caractéristique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1.2 Paramètreη. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1.3 Estimation « lumineuse » deη. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1.4 Influence de l’évolution stellaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1.5 Influence des binaires . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Configuration . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Échantillonnage en masse . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.1 Initial Mass Function (IMF) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.2 Composantes dynamiques et évolutives . . . . . . . . . . . . . . . . 3.3 Échantillonnage non uniforme . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Mesure du rayon et expériences MonteCarlo . . . . . . . . . . . . . . . . Approximation de groupe prédominant et nombre de composantes . . . Étude paramétrique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6.1 Nombre de particules . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6.2 Masse maximale . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6.3 Densité initiale . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6.4 IMF: impact sur h m i . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Influence sur la formation des binaires . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Fonction de masse et couleurs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8.1 Variations de la fonction de masse . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8.2 Évolution en couleurs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8.3 Gradient de couleur . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Relationη/t r . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Application à la fonction de masse des amas . . . . . . . . . . . . . . . . . Références . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

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III Ségrégation de masse & nbody6 Jeux d’unités . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Mode parallèle et fermes de calcul . . . . . . . . . . Configuration standard . . . . . . . . . . . . . . . . Choix des conditions initiales . . . . . . . . . . . . Posttraitement coloré . . . . . . . . . . . . . . . . . Détermination du rayon . . . . . . . . . . . . . . . . 6.1 Profil de brillance de surface . . . . . . . . . . 6.2 X VISTA . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6.3 Pondération simple . . . . . . . . . . . . . . . 6.4 Statistiques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Détermination de la dispersion de vitesse . . . . . Étude paramétrique . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8.1 Nombre N de particules . . . . . . . . . . . . . 8.2 Masse maximalem max . . . . . . . . . . . . . . 8.3 Densité initiale . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8.4 Masse moyenne . . . . . . . . . . . . . . . . . Fonction de masse et couleurs . . . . . . . . . . . . 9.1 Fonction de masse . . . . . . . . . . . . . . . . 9.2 Couleurs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

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Table des matières

10 Relationη/t r . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . 11 Application à la fonction de masse des amas. . . . . . . . . . . . . . . . . 12 Synthèse . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Références . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

IV Simuler les Antennes 1 Motivations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1.1 Études précédentes . . . . . . . . . . . . . . 1.2 Mortalité infantile . . . . . . . . . . . . . . . 2 GyrfalcON et N EMO . . . . . . . . . . . . . . . . . 2.1 N EMO , « the stellar dynamical toolsbox » . . 2.1.1 Historique . . . . . . . . . . . . . . . . 2.1.2 Outils disponibles . . . . . . . . . . . 2.1.3 Utilisation pratique . . . . . . . . . . 2.2 GyrfalcON, « a superberb Nbody code » . . 2.2.1 Principe . . . . . . . . . . . . . . . . . 2.2.2 Performances . . . . . . . . . . . . . . 2.2.3 Lissage . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3 Modéliser les Antennes . . . . . . . . . . . . . . . 3.1 Préparation des simulations . . . . . . . . . 3.2 Étude paramétrique . . . . . . . . . . . . . . 3.2.1 Vitesse et position initiales . . . . . . 3.2.2 Angle d’attaque . . . . . . . . . . . . . 3.2.3 Angle de vue . . . . . . . . . . . . . . 3.2.4 Indétermination paramétrique . . . . 3.3 Simulation à haute résolution . . . . . . . . 3.4 Comparaison avec les observations . . . . . 3.4.1 Comparaison en position . . . . . . . 3.4.2 Comparaison en vitesses radiales . . Références . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

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V Coupler gyrfalcON & nbody6 Méthodes disponibles dans nbody6 . . . . . . . . . . 1.1 Orbite circulaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1.2 Orbite elliptique 3D . . . . . . . . . . . . . . . . 1.2.1 Principe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1.2.2 Conservation de l’énergie . . . . . . . . . 1.3 Et maintenant ? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Méthode du tenseur de marée . . . . . . . . . . . . . 2.1 Pourquoi diable un tenseur ? . . . . . . . . . . . 2.2 Récupérer le tenseur de marée . . . . . . . . . . 2.2.1 Calcul par sommation directe . . . . . . . 2.2.2 Méthode différentielle . . . . . . . . . . . 2.3 Tester les algorithmes . . . . . . . . . . . . . . . 2.3.1 Formules analytiques . . . . . . . . . . . 2.3.2 Résultats . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Étude de quelques orbites typiques . . . . . . . . . . 3.1 Choix des orbites . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.2 Représentation du tenseur . . . . . . . . . . . .

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3.3 Séquences compressives . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.3.1 Existence . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.3.2 Simulation réduite . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.3.3 Échantillonnage de la simulation à Ncorps . . . . . . . . . . . 4 Couplage à nbody6 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5 Influence des marées . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5.1 Tests et influence sur la ségrégation de masse . . . . . . . . . . . . . 5.2 Survivre à la mortalité infantile . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6 Synthèse . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Références . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

Conclusions & Perspectives Évolution stellaire & Bibliothèque spectrale . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Ségrégation de masse . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Fusion galactique & Tenseur de marée . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Et pour finir... . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Références . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

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A Bases théoriques Théorème du viriel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1.1 Formulation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1.1.1 Générale . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1.1.2 Cas gravitationnel . . . . . . . . . . . . . . . 1.1.3 Rayon de viriel et dispersion de vitesse . . 1.2 Exemples utiles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1.2.1 Sphère homogène . . . . . . . . . . . . . . . 1.2.2 Sphère de Plummer . . . . . . . . . . . . . . Équation de Boltzmann . . . . . . . . . . . . . . . . . . Temps caractéristiques . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.1 Temps de traversée . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.2 Temps de relaxation . . . . . . . . . . . . . . . . . Effondrement du cœur . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4.1 Première description . . . . . . . . . . . . . . . . . 4.2 Source centrale d’énergie . . . . . . . . . . . . . . 4.3 Solution autosimilaire . . . . . . . . . . . . . . . . Échappées stellaires . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5.1 Nécessité . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5.2 Dissolution . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Ségrégation de masse . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6.1 Modèle à masses multiples . . . . . . . . . . . . . 6.2 Analogie gazeuse . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6.3 Équipartition de l’énergie . . . . . . . . . . . . . . 6.4 Condition de Spitzer . . . . . . . . . . . . . . . . . Influence des marées . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7.1 Amas non isolés . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7.2 Rayon de marée . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7.3 Influence sur l’effondrement . . . . . . . . . . . . 7.4 Influence sur l’échappée d’étoiles . . . . . . . . . 7.5 Influence sur la ségrégation . . . . . . . . . . . . . Références . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

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