Chauffage Compressionnel de l'Environnement des Disques ...
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7.2 Instabilités <strong>de</strong> swing 107<br />
tel-00011431, version 1 - 20 Jan 2006<br />
Fig. 7.2 – Ban<strong>de</strong> interdite et résonance <strong>de</strong> Lindblad pour une spirale à <strong>de</strong>ux bras (m = 2).<br />
La courbe épaisse représente ˜ω(r)/ω = 1 − mΩ/ω. Le rayon <strong>de</strong> corotation r c est définit par<br />
˜ω = 0. Les <strong>de</strong>ux courbes en trait simple représentent l’évolution <strong>de</strong> la fréquence épicyclique<br />
κ. La ban<strong>de</strong> interdite est définie autour <strong>de</strong> la corotation par : −κ < ˜ω < +κ. Le profil <strong>de</strong><br />
rotation est choisi ici purement képlérien : en Ω ∝ r −3/2 .<br />
cas <strong>de</strong>s disques <strong>de</strong> galaxies, la matière est présente jusqu’au centre <strong>de</strong> rotation. Les on<strong>de</strong>s<br />
peuvent traverser, ce qui mène effectivement à une condition réfléchissante. Dans le cas <strong>de</strong>s<br />
disques <strong>de</strong> binaires X, la situation est différente et l’on suppose toujours l’existence d’un bord<br />
interne. Si ce bord est rai<strong>de</strong>, alors la condition est effectivement réfléchissante. Par contre, le<br />
disque autour d’un trou noir peut s’étendre jusque la <strong>de</strong>rnière orbite stable. Le gaz tombe<br />
alors sur le trou noir, et les on<strong>de</strong>s ne sont pas réfléchies (Blaes 1987).<br />
Dans le cas où les on<strong>de</strong>s sont bel et bien réfléchies au bord interne du disque, la cavité<br />
interne sélectionne certains mo<strong>de</strong>s (voir les simulations numériques <strong>de</strong> Caunt & Tagger 2001),<br />
et il apparaît que ces mo<strong>de</strong>s sont instables. On peut en effet montrer que l’énergie <strong>de</strong>s on<strong>de</strong>s<br />
sous la corotation est négative, si bien que leur présence diminue l’énergie du disque. Pour<br />
partir d’une situation d’équilibre, s’effondrer et former ces on<strong>de</strong>s spirales, il faut donc que la<br />
cavité interne per<strong>de</strong> <strong>de</strong> l’énergie. C’est là que la région <strong>de</strong> corotation joue un rôle majeur. Dans<br />
cette région, les on<strong>de</strong>s ne se propagent pas mais sont evanescentes. Elle possè<strong>de</strong>nt donc malgré<br />
tout une certaine amplitu<strong>de</strong> qui décroît à mesure que l’on<strong>de</strong> pénètre dans la ban<strong>de</strong> interdite,<br />
mais ne s’annule jamais rigoureusement avant <strong>de</strong> ressortir <strong>de</strong> l’autre côté. Elle génère donc<br />
par effet tunnel une autre on<strong>de</strong> spirale dans la partie externe du disque. Ce faisant, elle perd<br />
<strong>de</strong> l’énergie, ce qui permet au gaz <strong>de</strong> la cavité interne <strong>de</strong> s’effondrer pour former <strong>de</strong>s bras<br />
spiraux. Le taux <strong>de</strong> croissance <strong>de</strong> cette instabilité est donc en partie gouverné par l’épaisseur<br />
<strong>de</strong> la ban<strong>de</strong> interdite : plus cette <strong>de</strong>rnière est gran<strong>de</strong>, plus il est difficile aux on<strong>de</strong>s <strong>de</strong> la<br />
cavité interne <strong>de</strong> cé<strong>de</strong>r une partie <strong>de</strong> leur énergie <strong>de</strong> l’autre côté, et donc, moins le système<br />
est instable.<br />
Ce simple schéma est celui <strong>de</strong>s instabilités gravitationnelles dans les disques. Ces instabilités<br />
spirales ont principalement été étudiées dans le cadre <strong>de</strong>s spirales Galactiques car on<br />
peut les observer et constater directement qu’elle sont fortes (voir figure 7.1). Dans les disques