Impact du transfert radiatif et de la chimie sur la formation des nuages moléculaires

The interstellar medium (ISM) is a highly complex system. It corresponds to an intermediate scale between stars and galaxies. The interstellar gas is present throughout the galaxy, filling the volume between stars. A wide variety of coupled processes, such as gravity, magnetic fields, turbulence and chemistry, participate in its evolution, making the modeling of the ISM a challenging problem. A correct description of the ISM requires a good treatment of the magnetohydrodynamics (MHD) equations, gravity, thermal balance, and chemical evolution within the molecular clouds.This thesis work aims at a better understanding of the formation and evolution of molecular clouds, specially how they become "molecular", paying particular attention to the transition HI-to-H2. We have performed ideal MHD simulations of the formation of molecular clouds and the formation of molecular hydrogen under the influence of gravity and turbulence, using accurate estimates for the shielding effects from dust and the self-shielding for H2, calculated with a Tree-based method, able to provide fast estimates of column densities.We find that H2 is formed faster than predicted by the usual estimates due to local density enhancements created by the gas turbulent motions. Molecular hydrogen, formed at higher densities, could then migrate toward low density warmer regions.Total H2 column densities show that the HI-to-H2 transition occurs at total column densities of a few 10^20 cm−2. We have calculated the populations of rotational levels of H2 at thermal equilibrium, and integrated along several lines of sight. These two results reproduce quite well the values observed by Copernicus and FUSE, suggesting that the observed transition and the excited populations could arise as a consequence of the multi-phase structure of molecular clouds. As H2 formation is prior to further molecule formation, warm H2 could possibly allow the development of a warm chemistry, and eventually explain some aspects of the molecular richness observed in the ISM.Le milieu interstellaire (MIS) est un système extrêmement complexe. Il correspond à une échelle intermédiaire entre les étoiles et les galaxies. Le gaz interstellaire est présent dans toute la galaxie, remplissant l’espace entre les étoiles. Une grande diversité de processus couplés, comme la gravité, le champs magnétiques, la turbulence et la chimie, participe à son évolution, faisant de la modélisation du MIS un problème ardu. Une description correcte du MIS nécessite un bon traitement des équations de la magnetohydrodynamique (MHD), de la gravité, du bilan thermique et de l’évolution chimique à l’intérieur du nuage moléculaire.L’objectif de ce travail de thèse est une meilleure compréhension de la formation et de l’évolution des nuages moléculaires, et plus particulièrement de la transition du gaz atomique en gaz moléculaire. Nous avons réalisé des simulations numériques de la formation des nuages moléculaires et de la formation de l’hydrogène moléculaire sous l’influence de la gravité et de la turbulence MHD, en utilisant des estimations précises de l’écrantage par les poussières et de l’auto-écrantage par la molécule H2. Ceci a été calculé grâce à une méthode en arbre, à même de fournir une rapide estimation des densités de colonne.Nous avons trouvé que l’hydrogène moléculaire se forme plus rapidement que prévu par les estimations classiques du fait de l’augmentation de densité locale provoquée par les fluctuations turbulentes du gaz. L’hydrogène moléculaire, formé à des densités plus élevées, peut alors migrer vers les régions plus chaudes et moins denses.Les densités de colonne totale d’hydrogène moléculaire montrent que la transition HI-H2 se produit à des densités de colonne de quelques 10^20 cm−2. Nous avons calculé les populations des niveaux rotationnels de H2 à l’équilibre thermique et intégré le long de plusieurs lignes de visée. Ces résultats reproduisent bien les valeurs observées par Copernicus et FUSE, suggérant que la transition observée et les populations excitées pourraient être une conséquence de la structure multi-phasique des nuages moléculaires. Comme la formation de H2 précède la formation des autres molécules, le H2 chaud pourrait permettre le développement d’espèces endothermiques et éventuellement expliquer certains aspects de la richesse moléculaire observée dans l’ISM