Chauffage Compressionnel de l'Environnement des Disques ...

42 Le chauffage par friction visqueuse
Pour pouvoir expliquer la température de la phase chaude, il faut donc être capable de
fournir cette énergie. Il faut en outre pouvoir atteindre une température aussi élevée que
8 keV. Nous étudions dans ce chapitre un mécanisme de chauffage qui pourrait remplir ces
deux conditions : la dissipation visqueuse d’énergie résultant de la friction avec des
nuages moléculaires.
L’image typique de la région centrale que nous utilisons dans ce chapitre est celle représentée
sur la figure 3.1. Nous considérons une région de taille 300 pc, baignée par une mer de plasma
tel-00011431, version 1 - 20 Jan 2006
Fig. 3.1 – Vue schématique du centre Galactique, avec un champ magnétique vertical, des
nuages moléculaires et un plasma chaud à 8 keV. La zone représentée est un disque de 150 pc
de rayon et de 70 pc de demi-épaisseur.
chaud et traversée par un champ magnétique homogène et vertical. Etant données les divergences
sur les estimations d’intensité du champ magnétique, nous utiliserons une valeur
moyenne de 100 µG, mais nous discuterons de l’influence de champs compris entre 10 µG
et quelques mG. De nombreux nuages moléculaires froids se déplacent dans cette région,
spiralant lentement vers l’objet central.
L’idée d’un chauffage par viscosité se base sur deux observations majeures :
• D’une part, un plasma à haute température possède une viscosité cinématique extrêmement
forte, ce qui permet une dissipation efficace pouvant en outre le chauffer jusque des
températures aussi élevées que 8 keV.
• D’autre part, les nombreux nuages qui se déplacent dans la région du centre Galactique
possèdent une grande énergie potentielle et cinétique dont une fraction seulement
suffirait à chauffer le gaz à 8 keV.
Nous étudions donc dans ce chapitre comment le plasma à 8 keV, très visqueux, peut être
chauffé par la dissipation d’énergie cinétique des nuages moléculaires qui s’y déplacent. Nous
montrons en particulier que, de manière générale, le champ magnétique ainsi que le caractère
subsonique et subalfvénique du mouvement des nuages limitent l’efficacité de la dissipation.
Nous montrons finalement qu’à champ faible (B 300µG) et à champ fort (B 500µG), la
dissipation est assez forte pour compenser les pertes radiatives.
La section 3.2 présente une brève description du type de viscosité qui agit au centre Galactique
et une première application à un cas simple à deux dimensions. L’étude du mouvement
des nuages moléculaires nécessite une approche à 3 dimensions plus complète. Pour cela,
nous cherchons dans un premier temps à comprendre le sillage MHD de nuages se déplaçant
dans un plasma sans viscosité. C’est le sujet de la section 3.3. Puis, dans un deuxième temps
seulement, nous tentons d’estimer, à partir de ces résultats, le rôle de la viscosité. L’efficacité
de la dissipation est finalement discutée dans la section 3.4.