Chauffage Compressionnel de l'Environnement des Disques ...

Chapitre 3
Le chauffage par friction visqueuse
tel-00011431, version 1 - 20 Jan 2006
Sommaire
3.1 Idée générale . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
3.2 la viscosité de compression . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
3.2.1 Expression . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
3.2.2 Importance de la viscosité au centre Galactique . . . . . . . . . . . . 44
3.2.3 Application à un cylindre infini . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45
3.3 Le sillage MHD des nuages sans viscosité . . . . . . . . . . . . . . . . . 49
3.3.1 Généralités . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49
3.3.2 Les ailes d’Alfvén . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
3.3.3 Les ailes lentes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52
3.3.4 La perturbation rapide . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
3.3.5 Excitation au niveau du conducteur . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54
3.4 Efficacité de la viscosité au centre Galactique . . . . . . . . . . . . . . 56
3.4.1 Les ailes d’Alfvén . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
3.4.2 Les ailes magnétosonores lentes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
3.4.3 La perturbation magnétosonore rapide . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
3.5 Discussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61
3.5.1 le champ magnétique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61
3.5.2 Les propriétés statistiques des nuages . . . . . . . . . . . . . . . . . 63
3.5.3 Accrétion intemittente . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64
3.5.4 Validité de l’approche fluide . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65
3.6 Dynamique et accrétion des nuages . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65
3.6.1 Accrétion dans la ZMC . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66
3.6.2 Rôle des ailes d’Alfvén . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66
3.1 Idée générale
Il a été vu au chapitre précédent que, dans le cas d’un plasma confiné, les besoins
énergétiques pour expliquer une température de k B T = 8 keV sont bien plus raisonnables
que s’il s’échappe. En l’absence d’autres mécanismes de refroidissement, la perte d’énergie
de ce plasma se fait principalement par radiation en rayonnement X. Cette émission intégrée
dans toute la zone qui nous intéresse est de l’ordre de :
L X ≈ 4. × 10 37 erg s −1 (3.1)