. "Formation d'\u00E9toile, \u00E9tude de l'effondrement des coeurs prestellaires" . . "Formation d'\u00E9toile, \u00E9tude de l'effondrement des coeurs prestellaires" . . . . . . . . "Th\u00E8ses et \u00E9crits acad\u00E9miques" . "Star formation, study of the collapse of prestellar dense cores" . . . "Magneto-hydrodynamique" . "Formation stellaire" . "La comprehension des processus conduisant \u00E0 la formation des \u00E9toiles est l'un des enjeux majeurs de l'astrophysique contemporaine. Au sein des nuages conduisant \u00E0 la formation d'\u00E9toiles, les conditions de temp\u00E9rature, pression, etc... sont telles qu'il est impossible de les reproduire par l'exp\u00E9rience. C'est pourquoi la simulation num\u00E9rique reste le seul moyen d'\u00E9tudier les ph\u00E9nom\u00E8nes physiques intervenant dans le processus de formation des \u00E9toiles et ainsi de v\u00E9rifier la th\u00E9orie. Ma th\u00E8se est ax\u00E9e autour des m\u00E9thodes num\u00E9riques utilis\u00E9es dans le contexte de la formation d'\u00E9toiles, ph\u00E9nom\u00E8ne multi-\u00E9chelles et hautement non-lin\u00E9aire, n\u00E9cessitant l'utilisation d'outils bien adapt\u00E9s. Dans cette th\u00E8se autour de l'\u00E9tude des premi\u00E8res phases de l'effondrement de coeurs denses pr\u00E9stellaires, mon travail s'est divis\u00E9 en 4 parties li\u00E9es. Dans une premi\u00E8re \u00E9tude, j'ai utilis\u00E9 un code lagrangien 1D \u00E0 sym\u00E9trie sph\u00E9rique (Audit et al. 2002) pour comparer plusieurs mod\u00E8les traitant plus ou moins pr\u00E9cis\u00E9ment le transfert radiatif et l'interaction mati\u00E8re-rayonnement. Cette comparaison est bas\u00E9e sur des calculs simples d'effondrement gravitationnel conduisant \u00E0 la formation du premier coeur de Larson. J'ai aussi tir\u00E9 b\u00E9n\u00E9fice de ce premier travail pour \u00E9tudier les propri\u00E9t\u00E9s du choc d'accr\u00E9tion sur le premier coeur de Larson. Nous avons d\u00E9velopp\u00E9 un mod\u00E8le semi-analytique permettant de reproduire les propri\u00E9t\u00E9s de saut au choc en partant d'hypoth\u00E8ses bien connues. Ayant valid\u00E9 les m\u00E9thodes utilis\u00E9es pr\u00E9c\u00E9demment, nous avons retenu l'approche de diffusion \u00E0 flux limit\u00E9 que j'ai ensuite int\u00E9gr\u00E9e avec les \u00E9quations de l'hydrodynamique radiative dans le code AMR RAMSES (Teyssier 2002). Apr\u00E8s validation des sch\u00E9mas impl\u00E9ment\u00E9s, nous avons utilis\u00E9 RAMSES pour r\u00E9aliser des effondrements multidimensionnels avec champ magn\u00E9tique et transfert radiatif. Nous avons ainsi r\u00E9alis\u00E9 les premi\u00E8res simulations combinant les effets du champ magn\u00E9tique et du transfert radiatif aux petites \u00E9chelles avec une grande pr\u00E9cision. Nos r\u00E9sultats montrent que le transfert radiatif \u00E0 un impact significatif sur la fragmentation au cours de l'effondrement des coeurs denses pr\u00E9stellaires. Enfin, j'ai r\u00E9alis\u00E9 une comparaison du code RAMSES (approche eul\u00E9rienne) et du code SPH DRAGON (Goodwin 2004, approche lagrangienne). Nous avons \u00E9tudi\u00E9 l'impact de la r\u00E9solution num\u00E9rique sur la conservation du moment angulaire et la fragmentation. Nous avons montr\u00E9 qu'en utilisant des crit\u00E8res de r\u00E9solution forts et bien sup\u00E9rieurs aux crit\u00E8res usuels de la litt\u00E9rature, les deux outils convergent et semblent donc bien adapt\u00E9s \u00E0 la formation d'\u00E9toiles." . "Transfert radiatif" . "2009" . . "Simulation num\u00E9rique" . . "One of the priorities of contemporary astrophysics remains to understand the mechanisms which lead to star formation. In the dense cores where star formation occurs, temperature, pressure, etc... are such that it is impossible to reproduce them in the laboratory. Numerical calculations remain the only mean to study physical phenomena that are involved in the star formation process. The focus of this thesis has been on the numerical methods that are used in the star formation context to describe highly non-linear and multi-scale phenomena. In particular, I have concentrated my work on the first stages of the prestellar dense cores collapse. This work is divided in 4 linked part. In a first study, I use a 1D Lagrangean code in spherical symmetry (Audit et al. 2002) to compare three models that incorporate radiative transfer and matter-radiation interactions. This comparison was based on simple gravitational collapse calculations which lead to the first Larson core formation. It was found that the Flux Limited Diffusion model is appropriate for star formation calculations. I also took benefit from this first work to study the properties of the accretion shock on the first Larson core. We developed a semi-analytic model based on well-known assumptions, which reproduces the jump properties at the shock. The second study consisted in implementing the Flux Limited Diffusion model with the radiation-hydrodynamics equations in the RAMSES code (Teyssier 2002). After a first step of numerical tests that validate the scheme, we used RAMSES to perform the first multidimensional collapse calculations that combine magnetic field and radiative transfer effects at small scales with a high numerical resolution. Our results show that the radiative transfer has a significant impact on the fragmentation in the collapse of prestellar dense cores. I also present a comparison we made between the RAMSES code (Eulerian approach) and the SPH code DRAGON (Goodwin 2004, Langrangean approach). We studied the effect of the numerical resolution on the angular momentum conservation and on the fragmentation. We show that the two methods converge, provided that we use high numerical resolution criteria, which are much greater than the usual criteria found in the literature. The two methods then seem to be adapted to the study of tar formation." . . "Effondrement gravitationnel" . "Text" .