Thèse

Les observations récentes de disques protoplanétaires indiquent que les planètes commencent à se former dès le premier million d’années de leur évolution. Or, les simulations de formation de disques les plus avancées peinent à modéliser leur évolution au-delà de 100 000 ans. Deux verrous techniques sont notamment à l’origine de cette limitation. Tout d’abord, les schémas numériques prenant en compte le champ magnétique sont fortement contraints, en termes de pas de temps, par la MHD non-idéale. Celle-ci impose une diminution quadratique du pas de temps avec la résolution qui devient prohibitif lorsque les disques sont résolus spatialement. De plus, sur des temps si longs, il devient nécessaire de modéliser des échelles qui vont au-delà du cœur préstellaire qui constitue le réservoir de masse initial du disque. Ainsi il faut modéliser les nuages moléculaires dans leur intégralité, c’est-à-dire des échelles du parsec jusqu’à l’unité astronomique, tout en considérant des temps séculaires. Ceci n’est pas possible avec les codes numériques communément utilisés. Dans cette thèse nous proposons de lever ces deux verrous techniques. Nous développerons un schéma de MHD non-idéale avec une méthode de type « ions massifs », appropriée car les grains de poussières sont les principaux porteurs de charge lors de l’effondrement. Cette approche, ne nécessitant pas de terme de diffusion, accélérera fortement le traitement du champ magnétique. Par ailleurs, cette implémentation se fera dans le nouveau code DYABLO développé au CEA et qui permettra d’avoir accès à l’accélération GPU, débloquant l’aspect multi-échelle du projet. Après ces développements, nous étudierons l’influence de l’environnement sur les disques et la formation des planétésimaux afin d’en déterminer la chronologie.