Soutenance de thèse de Siju ZHANG

Les étoiles massives (masse > 8 masse solaire) jouent un rôle clé dans l'évolution des galaxies. Cependant, nous ne savons toujours pas comment elles se forment. Ces étoiles sont rares et évoluent rapidement. Elles se forment dans condensations moléculaires froides et denses. Les premières phases de leur formation doivent donc être observées dans le domaine (sub)millimétrique. L'avènement de l'interféromètre Atacama Large Millimeter Array (ALMA) et l'existence d'une multitude de données issues de l'imagerie et des relevés spectroscopiques de notre Galaxie nous permettent d'étudier en détail la formation de ces étoiles. Cependant, dans cette quête visant à comprendre comment se forment des étoiles massives, des études récentes se concentrent principalement sur une vue à très haute résolution des sites de formation d'étoiles massives. Dans cette approche, les informations sur l'environnement sont souvent oubliées et ne sont pas prises en compte dans l'analyse des propriétés des premières phases de formation de ces étoiles. Dans ce travail, je profite d'un catalogue récemment publié de candidats noyaux (clumps) de masse élevée ne contenant pas encore d'étoile, (HMSC), pour étudier les premiers stades - probablement non perturbés - de la formation d'étoiles massives, en fonction de leur environnement. Mon objectif est de répondre à la question: l'environnement a-t-il un impact sur les propriétés de ces sources? J'étudie les propriétés de ces HMSCs à trois échelles spatiales différentes : du centième de parsec (l'échelle des coeurs) à l'échelle du parsec, l'échelle des noyaux puis à l'échelle des filament (quelques dizaines de parsec). J’étudie l'impact des régions ionisées (HII) sur les propriétés de ces sources. Je réalise cette étude en utilisant une approche multi longueur d'onde et multi échelle pour obtenir des informations sur les propriétés physiques et chimiques des HMSCs et sur la dynamique de leurs interactions avec leur environnement. A l'échelle du noyau (clump), je montre que 60 à 80% des HMSCs sont associés à une région HII et qu'ils sont plus chauds et plus turbulents sous les effets de la région HII qui les impactent. J'étudie ensuite les propriétés chimiques de ces HMSCs à l'échelle des noyaux et montre qu'il existe des différences chimiques nettes entre les sources associées à une région HII et celles non associées. À l'échelle des coeurs, j'utilise les images ALMA à 1.3 mm à haute résolution (0.02 pc) sur huit HMSCs et révèle une fragmentation thermique hiérarchique similaire pour les HMSCs impactés par une région HII et ceux non impactés, même si je montre que la formation déclenchée d'étoiles est probablement à l'œuvre dans certains noyaux impactés. Je discute également de l'efficacité de la formation des coeurs dans les HMSCs. À l'échelle du filament, je présente l'étude de la région HII RCW 120 où la compression de la région ionisée sur les filaments situés dans la région dominée par les photons est clairement révélée en par l’étude du profil de densité radiale de ces filaments. J'étudie ensuite les propriétés d'un échantillon de neuf filaments abritant des HMSCs et montre que la formation d'étoiles de masse élevée apparaît très dynamique à cette échelle filamentaire avec un afflux de matière alimenté par les filaments vers les sources les plus denses observées dans les champs étudiés. Ce travail de thèse montre, à plusieurs échelles (du coeur au noyau puis au filament) et en utilisant une approche multi-longueurs d'onde, l'importance de l'impact des régions HII sur les premières étapes de la formation des étoiles massives. Une exploration plus approfondie pour mieux caractériser cet impact, y compris une étude du rôle du champ magnétique et des propriétés chimiques de ces HMSC, est prévue dans un proche avenir.

High-mass stars (stellar mass > 8 solar masses) play a key role in the evolution of galaxies. However we still do not know how they form. These stars are rare and evolve rapidly. They form inside cold and dense molecular clumps. Therefore, the earliest phases of their formation must be observed in the (sub)millimeter domain. The advent of the Atacama Large Millimeter Array (ALMA) interferometer and the existence of a wealth of data from imaging and spectroscopic surveys of our Galaxy allow to study high mass star formation in details. However, in the quest of understanding how massive stars form, recent studies mainly focus on the high resolution view of high-mass star formation sites. In this approach, information about the environment are often forgotten and are not taken into account in the analysis of the properties of the observed earliest phases of formation of these stars. In this work, I take advantages of a recently published catalog of candidate High Mass Starless Clumps (HMSCs) to study the likely unperturbed earliest stages of high mass star formation as a function of their environment. My aim is to answer the question: Does the environment impact on the properties of these HMSCs? I look at the properties of these HMSCs on three different spatial scales: from the hundredth of parsec (the core scale) to the clump parsec scale, up to the filament tens of parsec scale. I study the impact of ionized (HII) regions on the properties of these HMSCs. I do this study using a multi wavelength (with both images and spectra) and multi scale approach to obtain information on both the physical and chemical properties of HMSCs and on their dynamical interaction with their environment. At the clump scale, I show that 60-80% of HMSCs are associated (spatially, at two dimensions and in velocity) with an HII region and that the HMSCs impacted by an HII region are warmer and more turbulent. In a second part, I study the chemical properties of the HMSCs at the clump scale and show that clear chemical differences exist between the sources associated with (and impacted by) an HII region (and the non-associated ones). At the core scale, I use high-resolution (0.02 pc) ALMA 1.3 mm continuum images of eight candidate HMSCs and reveal a similar thermally hierarchical fragmentation for the impacted (the ones under the influence of an HII region) and non-impacted HMSCs, although I show that triggered star formation is probably at work in some impacted HMSCs. I also discuss the Core Formation Efficiency (CFE) in the eight HMSCs. On the filament scale, I present the study of the HII region RCW 120 where compression on filaments in the photon-dominated region is clearly revealed by the study of filaments' radial density profile. Then, I study the properties of nine filaments hosting HMSCs. I show that the high mass star formation appears to be highly dynamical on this filament scale with matter inflow fueled by the filaments towards the densest sources observed in the field. This PhD work shows, on a multi scale (from the core to clump and then filament) and a multi wavelength approach, the importance of HII regions' impact on the earliest stages of high-mass star formation. A deeper exploration to better characterize this impact, including a study of the role of the magnetic field and the chemical properties of the HMSCs, is envisioned in the near future.