Résumé
Les jets sont des écoulements de matière provenant d’objets astrophysiques à des échelles extrêmement différentes. Ils sont observés autour de noyaux actifs de galaxies (AGN), d’objets compacts et d’étoiles jeunes. Ces corps célestes partagent tous une composante commune : le disque d’accrétion. Ainsi, pour expliquer les jets collimatés, certains modèles, notamment celui de Blandford & Payne (1982), reposent sur la présence d'un champ magnétique à grande échelle dans le disque. Ces champs magnétiques aident à la fois à éjecter et à confiner les jets. Cependant, les disques ne sont pas les seuls à produire un écoulement et donc à expliquer la totalité du jet observé.Dans cette thèse, nous nous intéressons à la composition des jets des étoiles jeunes. Nous commençons par construire un cadre multicomposant qui incorpore à la fois les vents stellaires et les vents du disque. Pour ce faire, des solutions semi-analytiques pour les deux composantes ont été couplées. Ensuite, pour l’évolution temporelle des écoulements, j’ai utilisé le code MHD PLUTO pour réaliser des simulations non relativistes avec des grilles axisymétriques 2D (2.5D). En d’autres termes, les quantités physiques évoluent dans le temps en prenant en compte les composantes toroïdales du champ magnétique et de la vitesse. Cependant, ces champs restent figés dans le temps.Une fois qu'une configuration stable a été établie, une distinction entre l'atmosphère stellaire et l'atmosphère du disque a été introduite, avec une expression de chauffage propre à chacune des atmosphères. Cette paramétrisation supplémentaire a permis un contrôle plus raffiné des variables d'entrée. L’étude menée montre que, pour que les jets obtenus soient compatibles avec les observations, il est nécessaire de réduire le chauffage par rapport à ce qui est prévu par les solutions analytiques. Ainsi, les températures nécessaires pour produire des jets proches des observations n'ont pas besoin d'excéder ∼ 10⁶ K, même si le vent stellaire est éjecté par un gradient de pression. Les simulations produisent également des chocs stationnaires sur l’axe de rotation du jet, à des distances proches de l’objet central. Ces chocs sont compatibles avec les observations UV de RY Tau, probablement grâce à la présence d’un jet stellaire physique qui reproduit le bon équilibre des forces radiales.Dans la dernière partie de cette thèse, je présente les résultats de simulations de systèmes complets où l’intérieur du disque d’accrétion a été inclus. Nous avons introduit une diffusivité magnétique turbulente à travers le paramètre alpha de Shakura-Sunyaev. Globalement, le système est turbulent, et nous observons une accrétion cyclique. En moyenne nous obtenons un cycle par année. RY Tau pourrait également avoir un comportement cyclique, puisque les observations montrent une alternance entre des phases quiescentes et actives. Cependant, la période de ce phénomène n'est pas encore connue. Pour confirmer si les cycles observés dans nos simulations correspondent à la période de transition entre les phases quiescentes et actives de RY Tau, des relevés observationnelles plus longs sont nécessaires.