Chauffage Compressionnel de l'Environnement des Disques ...

116 Pompage magnétique
La couronne des microquasars est très chaude dans l’état bas/dur, typiquement 50 à 150
keV. Comme nous l’avons déjà vu dans le cas du plasma à 8 keV au centre Galactique, de
telles températures ralentissent considérablement les collisions de type Coulomb. De plus,
la couronne est vraisemblablement très tenue. Dans ces conditions, il est possible que les
collisions entre particules ne soient plus suffisantes pour assurer un réel comportement fluide
aux particules. Le temps caractéristique du disque et de la couronne est ici le temps de
rotation de la matière autour de l’objet central. Du fait de la rotation différentielle, ce temps
dépend bien sûr du rayon. Il est généralement admis que les QPO marquent le mouvement
périodique du disque dans sa région interne. Ils indiquent alors des temps caractéristiques de
l’ordre de :
τ K ∼ 0.1 − 10s (8.1)
tel-00011431, version 1 - 20 Jan 2006
La compréhension de la couronne, sa géométrie, sa taille, sa localisation étant très incertaine,
il est extrêmement difficile de pouvoir estimer avec précision ses caractéristiques thermodynamiques.
Si on connaît bien sa température, grâce à la coupure dans le spectre, la densité peut
varier sur plusieurs ordres de grandeur. Le temps de collision dans une couronne hypothétique
de densité n = 10 13 cm −3 est de :
τ i−i ∼ 1 s n −1
13 T 3/2
100 (8.2)
où la densité est exprimée en 10 13 cm −3 et la température ramenée à 100 keV. Cette densité
amène la couronne à la frontière du régime non-collisionnel. Au-delà de cette limite, leur comportement
ne peut donc plus être décrit par les lois de la MHD idéale et un autre formalisme
doit être utilisé qui permette de rendre compte du caractère cinétique des particules. Dans
la suite, nous supposerons qu’effectivement les conditions sont bien réunies pour atteindre un
régime non-collisionnel.
Le caractère cinétique des particules fait apparaître de nouvelles lois d’évolution. En
particulier, il fait apparaître une nouvelle force, la force miroir qui change les propriétés
de l’équilibre dans la couronne. Nous allons voir que cette force autorise un nouveau type
de comportement pour les particules de la couronne : elles peuvent encore être confinées
dans le disque ou éjectées comme avec l’approche standard MHD, mais toute une population
de particules chaudes peuvent également rester dans la couronne et y parcourir des orbites
périodiques le long des lignes de champ.
L’onde spirale, lorsqu’elle passe dans le disque excite une perturbation compressionelle
du champ magnétique. Cette perturbation s’étend loin au-dessus du disque (en ∼ e −z/r
et perturbe périodiquement la force miroir. L’idée du chauffage repose très simplement sur
la résonance entre le mouvement oscillant des particules de la couronne et l’excitation
périodique des lignes de champ par l’onde spirale dans le disque.
L’amplitude de l’onde spirale étant souvent faible, il est plus simple de la considérer comme
une petite perturbation et d’étudier la réponse linéaire de la couronne à cette excitation. Nous
procéderons donc en deux étapes : la détermination de l’équilibre puis de sa perturbation.
8.2 Equilibre cinétique de la couronne
8.2.1 De la difficulté d’un équilibre magnétisé
L’obtention d’un équilibre stationnaire global est un problème extrêmement complexe.
L’advection de la matière, du champ magnétique, l’éjection associée, la rotation différentielle
dans le disque, le fort contraste de densité entre la disque et la couronne. Tout ces effets font
qu’écrire un équilibre analytique simple est illusoire. Des modèles ont été proposés (Blandford
& Payne 1982, Pelletier & Pudritz 1992, Ferreira 1997), la plupart auto-similaires, mais les