Caractérisation des propriétés physico-chimiques du gaz formant une étoile : observations à haute résolution de la protoétoile de Classe 0 B335

The process of star formation is well known in a general aspect, however, a lot of details are still missing. Somequestions, such as the mode and efficiency of the accretion process or the role of the magnetic field, are still open andare key to completely understand star formation. The aim of this work is to put constraints on some of the physical andchemical processes happening in a young star forming core during the first stages of the collapse. For this purpose, weobtained high angular observations of the Class 0 protostellar object B335. This object, which is an isolated Bok Globule,is very well known as it is an excellent source to test theories of gravitational collapse during the low-mass starformation process. It has also been suggested as a good example of magnetically regulated collapse, as it presents astrongly pinched magnetic field morphology. Within the project, we obtained dust continuum and several molecularlines emission, probing scales from the envelope, around 4000 au, to the most inner part, at around 150 au, with theALMA interferometer. Our data set has probed to be very heterogeneous in nature as well as to present complex gaskinematics, observed in complex molecular line profiles. Within our observations of rare isotpologues from CO, weobserved double-peaked line profiles which could not be attributed to optically thin lines, as expected from theabundance of those molecules. We also studied the morphology of the line profiles at different offsets of the source, andfound that they were not in agreement with the expected models of symmetric spherical collapse. We use these facts tostudy the infall modes on the source and modeled the line profiles to obtain the main parameters, such as the peakvelocity, the velocity dispersion and the opacity. From this we found that the observed emission was optically thin, andthat each component of the double-peaked line profile had a linewidth typical from infall motions. This lead us topropose that the two peaks were coming from two different gas reservoirs with different kinematics, i.e. we propose thatthe collapse is not symmetric and it is occurring along the exterior of the cavity walls. Since the double-peaked profilesappeared in other CO derivatives, such as HCO+ and DCO+, we kept this hypothesis of the two distinct velocitycomponents to proceed with the derivation of the deuteration and the ionization fraction. Our values of the ionizationfraction show that B335 lies in the upper range of the values computed from the literature for protostellar objects. Sincewe resolve the maps of the ionization fraction, we can see different tendencies that point to different ionizationprocesses, i.e., ionization due to Cosmic Rays, probably enhanced due to the isolation of the object and the presence of anorganized magnetic field, and ionization due to accretion radiation close to the protostar. We also compare thedistribution of the ionization with the polarized dust emission, which is indicative of the morphology of the magneticfield. A good correlation is observed, where the largest values of the ionization fraction are correlated with thepolarized continuum intensity. We also attempted for the first time to compute the effect of ambipolar diffusion in aClass 0 object, i.e., difference in the kinematics of neutral and ionic molecules. We were able to observe that both type ofmolecules present different ranges of the velocity dispersion, which suggests that the ions are coupled to the magneticfield. In summary, a better view of the interplay between the gas and the magnetic field is obtained, suggesting a goodcoupling of the two and pointing to the fact that collapse in B335 is strongly magnetically regulatedLe processus de formation des étoiles est bien connu dans ses grand lignes, cependant, beaucoup de détails manquentencore. Certaines questions, telles que le mode et l'efficacité du processus d'accrétion ou le rôle du champ magnétique,restent ouvertes et sont essentielles pour bien comprendre le processus de formation des étoiles. Le but de ce travail estde poser des contraintes sur certains des processus physiques et chimiques qui se produisent dans un jeune coeurprotostellaire pendant les premières étapes de l'effondrement. Pur cela, nous avons obtenu des observations à hauterésolution angulaire de la protoètoile de Classe 0 B335. Cet objet, qui est un globule isolé, est très connu car c'est uneexcellente source pour tester les théories de l'effondrement gravitationnel au cours du processus de formation desétoiles de faible masse. C'est aussi un objet prototypique car considéré comme un bon exemple d'effondrement régulémagnétiquement, car il présente une morphologie de champ magnétique sous forme de sablier, évocateur d'un champfort étiré paru un potentiel gravitationel. Dans le cadre du projet, nous avons obtenu des observations de l'émissionthermique du continuum de poussière et plusieurs raies moléculaires, en sondant des échelles de l'enveloppe, autour de4000 au, jusqu'à la partie la plus interne, à environ 150 au, en utilisant l'interféromètre ALMA. Notre ensemble dedonnées s'est avéré être de nature très hétérogène et présenter une cinématique du gaz structurée, se traduisant par desprofiles complexes de raies moléculaires. Dans nos observations d'isotpologues rares du CO, nous avons observé desprofils de raies à double pic qui ne pouvaient pas être attribués à des raies optiquement minces, conformément a alafaible abondance de ces molécules. Nous avons également étudié la morphologie des profils de raies à différents échellesde l'enveloppe et avons constaté qu'ils n'étaient pas en accord avec les modèles attendus d'effondrement en symétriesphérique. Nous utilisons ces observations pour étudier la dynamique de l'effondrement sur la source et modéliser lesprofils de raies moléculaires pour obtenir les principaux paramètres, tels que la vitesse, la dispersion de vitesse etl'opacité. À partir de cela, nous avons constaté que l'émission observée était optiquement mince et que chaquecomposante du profil de raies à double pic avait une largeur de raie typique des vitesses d'effondrement. Cela nous aconduit à proposer que les deux pics provenaient de deux réservoirs de gaz différents avec une cinématique différente,c'est-à-dire que nous proposons que l'effondrement n'est pas symétrique et qu'il se produit le long de l'extérieur desparois de la cavité. Puisque les profils à double pic sont apparus dans d'autres dérivés du CO, tels que HCO+ et DCO+,nous avons gardé cette hypothèse des deux composantes de vitesse distinctes pour procéder à la dérivation de ladeutération et de la fraction d'ionisation. Nos valeurs de la fraction d'ionisation montrent que B335 se situe dans laplage supérieure des valeurs observées dans la littérature pour les objets protostellaires