Chauffage Compressionnel de l'Environnement des Disques ...

100 Nécessité d’une “couronne”
tel-00011431, version 1 - 20 Jan 2006
temps de résidence des particules dans le disque, avant de tomber sous l’horizon du trou
noir ou sur la surface de l’étoile à neutrons, est plus court que le temps caractéristique
nécessaire à thermaliser ions et électrons. Le temps de thermalisation utilisé est le temps de
collisions de type Coulomb entre ions et électrons. D’un autre côté, l’accrétion qui ici est très
rapide repose sur une viscosité anormale très importante. Cette viscosité n’est pas de nature
microscopique, mais de nature turbulente. Elle résulte donc de ’collisions’ effectives liées à
la turbulence. A moins de pouvoir justifier que la turbulence peut engendrer une viscosité
importante, sans pour autant coupler ions et électrons, l’idée d’un écoulement radiativement
inefficace où l’énergie des ions est emportée sur l’objet central avant d’être rayonnée semble
donc inconsistante.
Enfin, bien qu’ils nécessitent un champ magnétique turbulent pour justifier les fortes
valeurs de viscosité, ces modèles d’ADAF sont essentiellement hydrodynamiques. Ils sont en
particulier difficilement compatibles avec un champ magnétique structuré à grande échelle
comme ceux nécessaires à l’explication des jets (voir section 5.3.3). En présence d’un tel
champ, la matière chaude très raréfiée de la couche sus-jacente au disque doit en effet être
gelée dans le champ. Celui-ci prenant sa source dans les courants du disque, il peut au mieux
être advecté à la vitesse du flot dans le disque. En principe, le gaz évaporé ne peut donc
pas s’accréter plus vite que le disque lui-même, comme les justifications physiques du rayon
de transition le supposent. La dynamique de toute la région centrale risque également d’être
modifiée et il est peu probable d’une solution type ADAF puisse subsister en présence d’un
champ magnétique dipolaire à grande échelle.
6.3.2 Couronne plane et étendue
Une autre classe de modèles a donc largement été étudiée où la couronne chaude est en
équilibre statique avec le disque. Elle consiste en une couche plus ou moins épaisse de gaz
chaud au-dessus du disque. Cette situation ressemble à la partie externe du modèle composite
précédent (disque-α+couche chaude). Cependant, dans le disque hybride, la majeure partie
de l’émission provient de l’ADAF central alors que l’émission des modèles étendus provient
d’une couronne étendue située au-dessus du disque. De plus, il s’agit ici d’une couronne stable
en équilibre centrifuge et gravitationnel et en corotation avec le disque.
Ce type de solutions semble favorisé par un certain nombre d’observations. Ainsi, la composante
de réflexion s’explique-t-elle naturellement par le reprocessing de l’émission coronale
par le disque. D’autre part, des mesures spectroscopiques durant les éclipses du disque par le
compagnon 3 semblent montrer que la couronne s’étend au-dessus du disque.
Contraintes observationelles
Pendant longtemps, il a été supposé qu’une certaine fraction f de l’énergie d’accrétion
était libérée, non pas directement dans le disque, mais dans la couronne, sans qu’aucun
mécanisme précis de transfert de l’énergie du disque vers la couronne ait été avancé (Haardt
& Maraschi 1991, 1993, Svensson & Zdziarski 1994, Dove et al. 1997, Kawaguchi et al. 2001).
Les simulations Monte-Carlo ont cependant permis, par comparaison avec les observations, de
contraindre dans une certaine mesure les paramètres de la couronne (extension, profondeur
optique, température, fraction de l’énergie dissipée dans la couronne...). Les plus récentes
permettent même de prendre en compte les échanges multiples entre la couronne et le disque
rendant compte en particulier des réflexions éventuelles (Haardt & Maraschi 1991, 1993).
Tous ces modèles montrent que dans les états bas/durs, une très grande fraction de l’énergie
3 ou par le bourrelet généré lorsque le flot de matière franchissant le lobe de Roche du compagnon percute
le disque. On ne parle alors pas d’éclipses, mais de dip.