Academic literature on the topic 'Étoiles – Fonction de masse initiale'

Les incisives centrales maxillaires jouent un rôle déterminant dans le rendu esthétique du sourire. La correction de leur malposition et notamment de leur asymétrie est d’ailleurs l’un des principaux motifs de consultation des patients qui souhaitent bénéficier d’un traitement orthodontique. L’étiologie de cette asymétrie qui peut être verticale (une incisive centrale vis-à-vis de son homologue contro-latérale) ou horizontale (milieu inter-incisif par rapport au plan sagittal médian) sera objectivée au moyen de l’examen clinique et des examens complémentaires, en particulier radiologiques, afin de choisir le plan de traitement le plus adapté. En fonction de l’étiopathogénie (traumatisme alvéolo-dentaire, asymétrie squelettique, asymétrie d’arcade...), le traitement orthodontique interviendra ensuite à trois niveaux : localement au niveau des dents elles-mêmes (ingression, égression), globalement au niveau de l’arcade (translation, recul en masse) et régionalement au niveau squelettique (chirurgie maxillo-faciale). La complexité de certains traitements liée à la coordination des différents niveaux d’action thérapeutique est parfois accrue par la nécessité de faire intervenir d’autres spécialités (chirurgien-dentiste, parodontiste, chirurgien maxillo-facial). La planification initiale détaillée revêt ici toute son importance, de même que le choix des praticiens associés à la thérapeutique. Ces traitements, une fois terminés, sont cependant une source de grande satisfaction pour le praticien et son patient en raison de l’amélioration esthétique très probante obtenue.

Les propriétés cinématiques et les distributions photométriques des étoiles jeunes reflètent bien la complexité du disque galactique. Eggen, dès 1963, a mis en évidence des groupes cinématiques. Gomez et al. (1990) ont proposé que ces groupes soient issus de bouffées de formation d’étoiles. Leur existence permet de poser des contraintes sur le temps de mélange galactique. Une distribution d’étoiles donnée peut être modélisée une fois connus la fonction de masse initiale et le taux de formation d’étoiles. Jusqu’à présent, leur détermination a nécessité l'utilisation d'une relation masse-luminosité, non univoque pour ce type d’étoiles et donc bien incertaine. Le satellite astrométrique Hipparcos a observé pendant 4 ans 11 8000 étoiles sur tout le Ciel. La grande précision obtenue sur les positions, parallaxes et mouvements propres, associée à la complétude des données, permet de jeter un regard nouveau sur la dynamique galactique. Nous utilisons un échantillon d’étoiles B5-F5 observé par ce satellite, pour étudier la cinématique des étoiles chaudes du voisinage solaire : nous évoquons d'abord l'acquisition de paramètres complémentaires au sol (vitesses radiales et paramètres fondamentaux Teff et Mv qui ont servi à la détermination des masses et âges). Nous confirmons l'existence des groupes d'Eggen et mettons en évidence un éventail d'âges dans chacun d'eux, renforçant ainsi l'hypothèse que ces groupes proviennent d'amas successifs formes dans un même nuage moléculaire géant. Nous confirmons que les étoiles ne sont pas bien mélangées au bout de 10 années galactiques. Enfin, nous estimons le mouvement solaire a (11. 5, 14. 1, 8. 6) km/s-1. Dans une dernière partie, nous déterminons la pente de la fonction de masse initiale entre 1. 2 et 4 masse solaire en supposant le taux de formation constant. Nous obtenons une pente de 0. 94 +/-0. 14, inférieur aux valeurs de référence mais en accord avec les déterminations plus récentes sur l'ensemble des intervalles de masses<br>The Galactic disk complexity is well traced by kinematical properties and photometrical distributions of young stars. The very peculiar kinematics of these stars brought attention since the last century (Proctor, 1869). On and after 1963, Eggen showed the existence of kinematical groups. Gomez et al. (1990) suggested that they come from starbursts. Their existence allows us to constraint the galactic mixing time. To modelize a given stars distribution one needs to know the Initial mass Function (IMF) and the Stellar Formation Rate (SFR). Until now, a Mass-Luminosity relation was needed, which is non univocal for this type of stars and therefore very uncertain. But now, for the first time, we can benefit the Hipparcos datas for these studies : the Hipparcos astrometric satellite observed 11 800 stars on the whole during 4 years. The good accuracy of positions, parallaxes and proper motions together with the completeness of data allows us to get a new insight into galactical dynamics. In this work, we use a B5-F5 stars sample with apparent magnitude V ≤ 7. 5 observed by Hipparcos. We first describe the acquisition of ground-based complementary observations : radial velocities, effective temperatures, absolute magnitude and the determination of masses and ages. This sample is used to study the kinematics of the hot stars of the solar neighborhood. We confirm the existence of Eggen’s groups and find a range of ages for each of them, giving hints that these groups come from successive clusters formed in one Giant Molecular Cloud. We confirm that the stars are not well mixed after about 10 galactic years. Finally, we estimate the solar motion to be of (11. 5, 14. 1, 8. 6) km/s. In the last part, we determine the slope of the IMF between and solar mass, assuming a constant SFR. We obtain 0. 95 +/- 0. 17, lower than the reference values (Salpeter1955, Scalo 1986), but in good agreement with more recent determinations concerning the whole mass range

Les étoiles sont des éléments fondamentaux de l'Univers. Elles émettent de l'énergie en forme de lumières et rendent les matériaux dans le ciel visible. Les étoiles se regroupent pour former les galaxies, en déterminant l'évolution et la dynamique de ce dernier. En même temps, l'étoile est le centre d'un système planétaire. Le disque de débris autour d'une jeune étoile se refroidi et forme un système de planète. Les caractéristiques de ce système, notamment la masse de l'étoile centrale, jouent un rôle important en ce qui concerne l'apparition de la vie. Cette thèse a pour objectif de comprendre comment la massed'une étoile est assemblée et déterminée, donnant une distribution de masse apparemmentuniverselle quel que soit l'environnement de leur formation..La thèse est constituée de deux chapitres introductifs sur la physique de formation stellaire et sur les méthodes numériques. Les trois chapitres suivants sont constitués des projets menés durant la thèse: la formation des proto-amas, l'effet de condition initiale dans le nuage moléculaire, et la formation des coeurs préstellaires par la fragmentation des filaments, suivis par les articles publiés dans les journaux scientifiques. Le dernier chapitre conclu la thèse et donne les perspectifs pour la future recherche<br>Stars are building blocks of the Universe. They emit energy in form of light and make the material in the night sky visible. They are the elementary constituents of galaxies, determining their evolution and dynamics. On the other hand, stars are the hosts o planetary systems. The debris disc around a new-born star eventually cools down and form planets. The characteristic of the planetary system, essentially the mass of the central star, plays a major role in the formation of living being on planets. The formation of stars often occur in a clusters manner, and one of the important issues constantly under debate is the distribution of the mass of newly-born stars. This thesis is aimed to understand the Initial Mass Function which seems to be universal among different environments.This manuscripts comprises two introductory chapters on the physics of star formation and the numerical methods, respectively. Three following chapters present the projets carried out during the thesis: formation of proto-clusters, effects of initial condition in the molecular cloud, and the formation of prestellar cores from filament fragmentation, all followed by published journal articles. The last chapter concludes the manuscript and discuss the perspectives

Bien qu'elles dominent en nombre la population stellaire de la Galaxie, les étoiles de très faible masse et les naines brunes sont longtemps restées difficiles (voir impossibles) à observer, à cause de leur faible luminosité. Les progrès récents des techniques instrumentales (et en particulier des détecteurs infrarouges) permettent maintenant de s'y intéresser et de commencer à répondre à de nombreuses questions. Parmi celles-ci, deux sont particulièrement importantes et nécessitent une bonne détermination de la fonction de masse (nombre d'objets par intervalle de masse): l'influence de cette population sur la dynamique Galactique, et le comportement de la fonction initiale de masse à l'approche du régime naine brune. Ces objets permettent d'autre part des tests sévères de notre compréhension de la physique des objets dégénérés, et des atmosphères denses et froides dominées par les opacités moléculaires. Dans cette thèse, j'ai d'abord déterminé la fonction de luminosité (nombre d'objets par intervalle de luminosité) jusqu'à la limite étoiles-naines brunes, ce qui est la première étape de la construction de la fonction de masse. Pour cela j'ai utilisé le relevé DENIS (a Deep Near Infrared Southern sky survey qui est parfaitement adapté à la détection de ces objets, et étudié les biais importants de la fonction de luminosité introduits par le bruit. Au cours de ces travaux la première naine brune confirmée du champ a été découverte et une étude spectroscopique des naines brunes froides a été entreprise. Pour passer de cette fonction de luminosité à la fonction de masse, il est ensuite necessaire, 1- de corriger le biais important de la fonction de luminosité causé par les étoiles binaires, et 2- de disposer d'une bonne relation masse-luminosité. Ces deux étapes de la détermination de la fonction de masse passent par une étude de binarité. Une recherche systématique de binaires spectroscopiques a donc été entreprise dans cette thèse. Elle a révélé que le voisinage solaire (à moins de 9 pc) reste mal connu, et qu'un nombre important de compagnons y reste à découvrir (11 ont été mis en évidence ici). La distance des systèmes doubles non identifiés est également sous-estimée. Enfin, l'étude de la rotation des naines M du champ a été un sous-produit important du programme de recherche de binaires. Elle a clairement montré que l'activité chromosphérique de ces objets, depuis longtemps connue, est bien due à leur rotation. L'allongement du temps de freinage aux type spectraux les plus tardifs est ainsi demontrée jusqu'à des âges beaucoup plus grands, et jusqu'à des masses où les étoiles sont entièrement convectives.

La détermination de l'extrémité inférieure de la fonction de masse initiale (FMI) prévoit de fortes contraintes sur les théories de la formation des étoiles. IC4665 est un amas d'´étoile jeune (30Myr) et il a situe 356pc de la Terre. L'extinction est Av~ 0.59 ± 0.15 mag. WIRCam Y, J, H et K observations ont été faites par le CFHT et a comprise 10 champs (de 1.1sq.deg totale) et deux zones de contrle de 20'x20' chacun. Diagrammes couleur/magnitude et couleur/couleur ont été utilisées pour comparer les candidats sélectionnées par les modèles BT-SETTL 30 et 50Myr. Les images CH4off et CH4on ont été obtenus avec CFHT/WIRCam plus 0.11 sq.deg. dans IC348. Naines-T ont ensuite été identifiés à partir de leur couleur de 1.69μm d'absorption du méthane et trois candidats nain-T ont été trouvée avec CH4on−CH4 >0.4 mag. Extinction a été estimée à Av~ 5 − 12 mag. Les comparaisons avec les naines-T modèles, et des diagrammes couleur/couleur et magnitude, rejeter 2 entre 3 candidats en raison de leur extrême z′ − J coleur. L'objet reste n'est pas considéré comme un nain avant l'amas en raison d'un argument de densité en nombre ou l'extinction forte Av~ 12 mag, ni d'être un champ de fond nain-T qui serait devrait être beaucoup plus faible. Les modèles et les schémas de donner cet objet un type T6 préliminaires spectrale. Avec un peu de la masse de Jupiter, ce jeune candidat nain-T est potentiellement parmi les plus jeunes, des objets de masse plus faible détectée dans une région de formation d'´étoiles `a ce jour. Sa fréquence est conforme à l'extrapolation du courant lognormal FMI estime `a au domaine de masse planétaire.

Les etoiles se forment dans les nuages moleculaires, par effondrement gravitationnel de condensations de matiere, les coeurs denses prestellaires. Cette etape du processus de formation d'etoile est encore meconnue compte tenu de l'enfouissement de ces coeurs au sein d'un cocon de matiere. Le deroulement de l'effondrement, ainsi que celui de la phase d'accretion depend de la structure de ces objets. Afin de contraindre les conditions initiales de la formation d'etoiles, nous avons entrepris l'etude de la structure en densite d'un vaste echantillon de coeurs prestellaires que nous avons observes avec la camera isocam fonctionnant dans l'infra-rouge moyen, embarquee a bord du satellite iso. Les coeurs etant tres denses et froids, ils sont vus en absorption par rapport a un fond diffus dans l'infra-rouge moyen. Cette methode en absorption est particulierement interessante dans le cas present car elle est sensible a la structure en densite loin des centres des coeurs. L'etude de ces coeurs nous a permis de montrer que leurs profils de densite de colonne etaient composes d'une portion se rapprochant d'une loi de puissance en nh2r(1) (r etant le rayon), de confirmer l'existence d'une partie centrale plus plate, et de mettre en evidence que certains des profils de ces coeurs possedaient un bord, c'est-a-dire que la pente du profil de densite de colonne devenait plus raide qu'une loi de puissance en nh2r(2). L'existence d'un bord implique que la future proto-etoile dispose d'un reservoir de masse fini a partir duquel aura lieu l'accretion de matiere, ce qui suggere que la fonction de masse initiale est en partie determinee au stade prestellaire. La confrontation de nos resultats avec differents modeles de structure de coeurs montre que les profils de densite de colonne obtenus sont compatibles avec les modeles magnetiques de diffusion ambipolaire, meme si ceux-ci necessitent un champ magnetique bien plus fort que ceux que l'on mesure dans ce type de regions.

Comment les étoiles se forment elles ?. Cette vaste question fait appel à des connaissances dans plusieurs domaines dont deux majeurs, la Formation Stellaire et le Milieu Interstellaire. C’est dans ce cadre générale que s’inscrit ma thèse. Notre galaxie est un vaste laboratoire d’études de cette formation et je me suis donc intéressé aux premières étapes de la formation des étoiles, allant du nuage moléculaire à la proto-étoile. J’ai principalement utilisé des données provenant du télescope Herschel qui nous fournit des images et des données dans l’infrarouge lointain et le domaine sub-milimétrique à une résolution inégalée. J’ai d’abord construit un catalogue de sources à l’aide d’un algorithme d’identification croisée, SPECFIND, puis appliqué un algorithme de clustering, MST, sur près de 100 000 sources afin de construire le premier catalogue d’amas d’objets stellaires jeunes à l’échelle galactique. Ceci m’a conduit à étudier les propriétés de ces amas et des sources les constituant<br>How stars form? This broad question uses knowledges in several areas, including two majors, the Star Formation and the Interstellar Medium. My thesis is a part of this overall framework. Our galaxy is a laboratory complex for the study of this formation. I became interested in the first stages of the star formations, from Molecular Clouds to protostars. I mainly used data from the Herschel telescope which provides us with images and data in the far infrared and sub-millimiter at an unparalleled resolution. First of all, I built a catalogue of young clumps using SPECFIND, an algorithm of cross-identification. Then I applied an algorithm of clustering, MST, over 100 000 young clumps to find over-densities in order to release the first catalogue of young stellar clusters in a galactic scale. Finally, I studied the physical properties of these clusters and their young clumps

Cette thèse a pour objectif de comprendre les différents aspects de l'évolution des amas d’étoiles massives NGC3603 et R136 qui possèdent les étoiles les plus massives connues de l'univers local. L'analyse photométrique des noyaux de R136 et NGC3603 utilisant l’imagerie infrarouge de l’instrument SPHERE sur VLT et son système d’optique adaptative extrême de SPHERE, m’a permis de détecter pour la 1ière fois un grand nombre d’étoiles de faibles masse et luminosité au coeur de ces amas et pour la plupart au voisinage des étoiles les plus lumineuses et massives. La comparaison des données de SPHERE de NGC3603 à celles du HST montre l’absence de ségrégation de masse dans le noyau de cet amas. De plus la pente de la fonction de masse de cette région est la même que celle de la région suivante et similaire aux valeurs de la MF correspondant aux régions extérieures de l’amas connues jusqu’ici. L’amas R136 est partiellement résolu par SPHERE/IRDIS dans l’IR. La majorité de ses étoiles massives ont des compagnons visuels. En prenant compte des mesures spectroscopiques et photométriques et leurs erreurs sur l'extinction et l'âge des membres de l’amas, j’ai estimé une gamme de masse pour chaque étoile identifiée. La MF a été calculée pour différents âges ainsi que les erreurs sur les masses stellaires. J’ai simulé des séries d'images de R136 grâce au code Nbody6, et les ai comparées aux observations du HST/WFPC2. Ces simulations permettent de vérifier l'effet de la binarité initiale des étoiles de l’amas, la ségrégation de masse et l'évolution des étoiles sur l'évolution dynamique propre à R136<br>This thesis aims at studying 2 massive clusters NGC3603 and R136, and the mechanisms that govern their physics, These clusters host the most massive stars known in the local universe so far and are important clues to understand the formation and fate of very massive star clusters. The manuscript outlines the photometric analysis of the core of R136 and NGC3603 on the basis of HST data in the visible and the VLT high dynamic imaging that I obtained in the infrared thanks to the SPHERE focal instrument operated since 2015 and its extreme Adaptive Optics, In an extensive photometric study of these data I discovered a significantly larger number of faint low-mass stars in the core of both these clusters compared to previous works. These stars are often detected in the vicinity of known massive bright objects. By comparing HST and SPHERE measures, NGC3603 does not show any signature of mass segregation in its core since the MF slope of the very core and the next radial bin are similarly flat and agree well with the MF found in previous works of the outer regions. On the other hand R136 is partially resolved using the SPHERE/IRDIS mode with most of the massive stars having visual companions. Considering the spectroscopic and photometric errors on the extinction and the age of cluster members, I estimate a mass range for each detected star. The MF is plotted at different ages with given errors on stellar masses. Finally I demonstrate that we need more resolution to go further on studying R136 which is 7-8 times further than NGC3603

Comprendre comment se forment les étoiles est l’une des questions fondamentales auxquelles l’astronomie entend répondre. Malheureusement, nous ne pouvons pas étudier la formation stellaire en temps réel et différentes méthodes indirectes doivent être utilisées pour faire la lumière sur ce sujet. L’objectif principal de cette thèse est de déterminer la fonction de masse initiale, la distribution de masse des étoiles à leur naissance, dans différentes associations et régions de formation d’étoiles. La fonction de masse est le produit direct de la formation stellaire et constitue donc un paramètre d’observation fondamental pour contraindre les théories de formation stellaire et sous-estellaire. Nous nous sommes concentrés sur l’amas ouvert de 30 Ma IC 4665 et la région de formation d’étoiles de 1 - 10 Ma de Upper Scorpius (USC) et r Ophiuchi (r Oph). Nous avons combiné l’astrométrie et la photométrie de Gaia Data Release 2 avec nos observations au sol pour préparer un catalogue profond et étendu de chaque région. Ensuite, nous avons calculé les probabilités d’appartenance en utilisanttoute l’astrométrie et la photométrie disponibles et identifié les membres à haute probabilité. Nous avons utilisé la liste finale des membres pour estimer la distribution de magnitude, et les fonctions de luminosité et masse de ces associations. Alors que la première a l’avantage d’être indépendante des modèles d’évolution, tandis que les fonctions de luminosité et de masse peuvent être utilisées pour contraindre les mécanismes de formation d’étoiles. L’étude d’IC 4556 nous a permis d’identifier des objets sous-stellaires, sans pour autant pouvoir fournir un recensement complet dans ce domaine de masse. Dans USC et r Oph, nous avons identifié une population très riche d’objets sous-stellaires, significativement plus nombreux que les prédictions des modèles de formation par effondrement de coeurs moléculaires, suggérant que la formation de naines brunes et d’objets de masses planétaires isolés par des phénomènes d’éjection dans des systèmes planétaires a une contribution importante et du même ordre que l’effondrement des coeurs moléculaires à la population finale d’objets dans un amas. L’âge est un paramètre fondamental pour étudier la formation et l’évolution des étoiles pour plusieurs raisons: premièrement puisqu’il établit une échelle de temps sur laquelle placer les observations. Deuxièmement car il est essentiel pour convertir les luminosités en masses, avec l’aide de modèles d’évolution stellaire. Les incertitudes sur l’age de USC et r Oph se traduisant en erreurs importantes dans notre estimation de la fonction de masse, j’ai développé une stratégie d’étude de "l’âge dynamique" au moyen d’une analyse orbitale de traçage des mouvements des membres d’associations jeunes. J’ai ainsi mis au point une stratégie incluant i) les observations et la recherche de données dans les archives publiques, ii) la réduction et l’analyse des spectres échelles obtenus; iii) et l’analyse dynamique, pour déterminer l’âge d’une association. La méthodologie, développée avec l’association b Pictoris (b Pic), est prête à être appliquée à d’autres régions et en particulier à USC et r Oph. Les membres que nous avons identifiés sont par ailleurs d’excellentes cibles pour des études complémentaires telles que la recherche de disques (produit également fondamental de la formation stellaire), d’exoplanètes, de système multiples, mais aussi pour la caractérisation des atmosphères et propriétés physiques des naines brunes et des planètes errantes. [...]<br>Understanding how stars form is one of the fundamental questions which astronomy aims to answer. Currently, it is well accepted that the majority of stars form in groups and that their predominant mechanism of formation is the core-collapse. However, several mechanisms have been suggested to explain the formation of substellar objects, and their contribution is still under debate. The main goal of this thesis is to determine the initial mass function, the mass distribution of stars at birth time, in different associations and star-forming regions. The mass function constitutes a fundamental observational parameter to constrain stellar and substellar formation theories since different formation mechanisms predict different fraction of stellar and substellar objects. We used the Gaia Data Release 2 catalogue together with ground-based observations from the COSMIC-DANCe project to look for high probability members via a probabilistic model of the distribution of the observable quantities in both the cluster and background populations. We applied this method to the 30 Myr open cluster IC 4665 and the 1 - 10 Myr star-forming region Upper Scorpius (USC) and r Ophiuchi (r Oph). We found very rich populations of substellar objects which largely exceed the numbers predicted by core-collapse models. In USC, where our sensitivity is best, we found a large number of free-floating planets and we suggest that ejection from planetary systems must have a similar contribution than core-collapse in their formation. The age is a fundamental parameter to study the formation and evolution of stars and is essential to accurately convert luminosities to masses. For that, we also presented a strategy to study the dynamical traceback age of young local associations through an orbital traceback analysis. We applied this method to determine the age of the b Pictoris moving group and in the future, we plan to apply it to other regions such as USC. The members we identified with the membership analysis are excellent targets for follow-up studies such as a search for discs, exoplanets, characterisation of brown dwarfs and free-floating planets. I this thesis, we presented a search for discs hosted by members of IC 4665 and we found six excellent candidates to be imaged with ALMA or the JWST. The tools we developed, are ready to be used in other regions such as USC and r Oph, where we expect to find a larger number of disc-host stars

Les galaxies de type précoce ou ETG pour Early-Type Galaxies regroupent les galaxies elliptiques (E) et lenticulaires (S0). Elles représentent 33 % de la lumière émise par les différentes galaxies mais environ 50 % de la masse d’étoiles. Elles sont composées en général de vieilles étoiles, d’âge 8 milliards d’années ou plus, qui possèdent très peu de rotation. Leur équilibre gravitationnel est dû en grande partie à une dispersion anisotrope de vitesses. Elles ne contiennent que très peu de gaz, et les plus massives se sont formées par la fusion de plusieurs galaxies spirales. Cette étude montre comment la proportion entre disque et sphéroïde varie le long d’une séquence, en fonction du degré de rotation, de l’âge, de la métallicité, de la masse et de la concentration.