Chauffage Compressionnel de l'Environnement des Disques ...

66 Le chauffage par friction visqueuse
3.6.1 Accrétion dans la ZMC
tel-00011431, version 1 - 20 Jan 2006
Dans la région plus externe, au-delà du tore moléculaire, le gaz HI spirale assez rapidement
vers le centre. Cette accrétion est la conséquence de la barre de notre Galaxie : cette dernière
est un choc qui dissipe l’énergie du gaz qui la traverse. Le gaz perdant de l’énergie, il passe
lentement d’une orbite à l’autre et ainsi s’accrète lentement. Le gaz s’accumule ensuite dans
la zone de transition entre les orbites X 1 et X 2 . L’accrétion du gaz à l’intérieur de la Zone
Moléculaire Centrale et beaucoup plus lente. Cependant, la matière dans le tore moléculaire
n’est pas stable : elle ne peut en pratique pas y rester plus d’une période orbitale (∼ 10 7 ans).
Finalement, un taux d’accrétion de 0.1 − 1 M ⊙ an −1 est imposé à cette frontière extérieure
(Morris & Serabyn 1996). Etant donnée la masse moléculaire contenue dans la ZMC, ce taux
d’accrétion implique une vitesse de 0.2-2 km s −1 .
Différents mécanismes peuvent contribuer à cette accrétion dans la ZMC (Morris & Serabyn
1996). On peut en citer deux. Tout d’abord, le gaz orbite plus rapidement que la
barre stellaire, il doit donc perdre du moment angulaire par cette interaction. Ensuite, les
nuages subissent une friction dynamique de la part des étoiles du bulge (Stark et al. 1991)
qui peuvent faire tomber les plus gros en ∼ 10 8 ans.
Ces mécanismes peuvent être efficaces et faire accréter le gaz en des temps raisonnables.
Il peut être intéressant de comparer les effets que nous venons de mettre en évidence à ces
mécanismes.
3.6.2 Rôle des ailes d’Alfvén
Du point de vue de l’extraction d’énergie, nous avons vu que le mécanisme le plus efficace
était l’émission d’ondes d’Alfvén. Ce flux d’énergie est souvent supérieur à l’énergie qui peut
être dissipée par viscosité. Cette interaction avec le champ électromagnétique a déjà permis
d’expliquer le freinage inattendu du satellite Echo I (Drell et al. 1965) dans la magnétosphère
terrestre, et c’est ce qui a lancé l’étude du mouvement des satellites naturels ou artificiels
dans des magnétosphères de planètes.
Les nuages, lorsqu’ils sont freinés acquièrent une vitesse radiale v r qui vérifie :
P = v r M c
v 2 θ
R
(3.51)
où P est la puissance perdue par les ondes d’Alfvén, M c est la masse typique d’un nuage
moléculaire, v θ est la vitesse orbitale des nuages à la distance R du centre Galactique. On
trouve donc une vitesse typique de l’ordre de :
(
) ( ) ( )
v r = 1. km s −1 P
R M −1 (
)
c
v −2
θ
10 37 erg s −1 150pc 5. 10 4 M ⊙ 200 km s −1 (3.52)
On trouve donc une vitesse d’accrétion comparable avec celle prévue au niveau du tore
moléculaire. La perte d’énergie par émission d’ondes d’Alfvén contribue donc de manière
significative à l’accrétion des nuages. Le temps typique d’accrétion depuis 150 pc est :
t 150 = 1.4 × 10 8 ans
(
)
P −1 ( ) (
)
M c
v 2
θ
10 37 erg s −1 5. 10 4 M ⊙ 200 km s −1 (3.53)
En remplaçant P par son expression 3.27, on s’aperçoit que ce temps est le même temps que
celui trouvé par Morris (1996b) et seules différent légèrement les valeurs typiques utilisées.
Cependant, lui l’avait attribué à une force de viscosité magnétique. Or, nous avons montré
que les forces de viscosité étaient bien plus faibles et que ce temps d’accrétion était lié à
l’émission d’ondes d’Alfvén.