Chauffage Compressionnel de l'Environnement des Disques ...

7.2 Instabilités de swing 105
tel-00011431, version 1 - 20 Jan 2006
Fig. 7.1 – A gauche : Simulation 2D de l’AEI (Caunt & Tagger 2001). A droite, NGC157
et son champ de vitesse. On peut entre autres choses observer les vortex de la corotation
(Fridman et al. 2001).
7.2 Instabilités de swing
L’AEI tient son origine dans la longue série des instabilités dites de swing. Elle leur est
très semblable, mais tient ses propriétés particulières de la présence additionnelle d’un champ
magnétique et de matière coronale.
7.2.1 Spirale auto-gravitantes
Les premières études ayant été faites pour des disques galactiques auto-gravitants, il est
plus simple d’expliquer le principe de ces instabilités par cet exemple.
Analyse locale : modes axisymétriques
L’idée des premières études était de trouver un critère de stabilité locale pour les disques,
semblable au fameux critère de Jeans. Les premiers travaux concernent des disques en rotation
uniforme (Goldreich & Lynden-Bell 1965a), puis en rotation différentielle (Toomre 1964), et
enfin en rotation différentielle avec pression (Goldreich & Lynden-Bell 1965b).
Le système est supposé uniquement soumis aux forces de gravité centrale, d’auto-gravité
et de pression. En perturbant un disque à l’équilibre, on trouve que des perturbations axisymétriques
peuvent se propager si elles vérifient l’équation de dispersion suivante :
ω 2 = κ 2 − 2πGΣk r + k 2 rc 2 s (7.1)
où ω et k r sont les fréquences temporelle et spatiale de l’onde étudiée, Σ est la densité de
surface du gaz, c s est la vitesse du son locale, G est la constante de gravitation, Ω est la
vitesse de rotation locale et
κ 2 = 2Ω r ∂ r(r 2 Ω) (7.2)
est la fréquence épicyclique locale. Si on perturbe le système en imposant un profil spatial
donné, on génère un ensemble d’ondes qui vérifient cette équation. Tant que les fréquences
ω générées sont réelles, les ondes se propagent simplement. Au contraire, si des ondes sont