Chauffage Compressionnel de l'Environnement des Disques ...

Chapitre 7
L’Instabilité d’Accrétion-Ejection
tel-00011431, version 1 - 20 Jan 2006
Sommaire
7.1 Pourquoi cette instabilité . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103
7.1.1 Problématique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103
7.1.2 Géométrie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 104
7.1.3 Une instabilité du disque . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 104
7.2 Instabilités de swing . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 105
7.2.1 Spirale auto-gravitantes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 105
7.2.2 L’instabilité de Papaloizou-Pringle . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108
7.2.3 Spirales magnétisées . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108
7.3 L’instabilité d’accrétion-éjection . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108
7.3.1 Résonance de corotation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108
7.3.2 Conditions d’instabilité . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 109
7.3.3 Interaction avec la couronne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 110
7.3.4 L’AEI, l’accrétion et les QPO . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 111
Une partie de mon travail de thèse a consisté à étudier un mécanisme de chauffage que
je présenterai dans le chapitre suivant. Celui-ci se base sur les propriétés d’une instabilité
caractéristique des disques magnétisés : l’Instabilité d’Accrétion-Ejection. Je présente donc
ici les principales propriétés de cette instabilité.
7.1 Pourquoi cette instabilité
7.1.1 Problématique
Comme nous l’avons vu dans le chapitre précédent, une grande question à l’heure actuelle
est de comprendre la nature et la géométrie de la couronne. Pour reprendre la problématique
générale : si les spectres en loi de puissance des états bas/durs dans les microquasars sont
bien le résultat d’une comptonisation des photons froids du disque, alors c’est qu’il existe une
couronne chaude quelque part.
Jusqu’à présent, les modèles de couronne reflétant avec plus ou moins de succès les observations
n’incluaient pas le champ magnétique (ADAF, irradiation...), où le considéraient
comme très turbulent (couronne magnétisée...). Or, les signes d’un jet compact sont très
souvent observés quand l’émission coronale est forte et les modèles de jet les plus aboutis impliquent
un champ magnétique cohérent et structuré à grande échelle. Il est donc intéressant
d’étudier les effets d’un tel champ sur la couronne des microquasars.