Chauffage Compressionnel de l'Environnement des Disques ...

5.2 L’accrétion 79
tableau 4.1 donne les valeurs typiques de Ξ. La situation pour l’accrétion sur un trou noir
est un peu différente. On sait en effet qu’une partie de l’énergie cinétique acquise par le
gaz peut tomber sur le trou noir sans être libérée sous aucune autre forme. Pour ces astres
particuliers, on définit donc une efficacité d’accrétion différente η telle que L acc = ηṁc 2 .
L’efficacité d’accrétion d’un trou noir statique (de Schwartzschild) est de η ≈ 5.7% et celle
d’un trou noir en rotation (Kerr 1963) est de η ≈ 42% (Shapiro & Teukolsky 1983, § 14.5).
En comparaison, l’accrétion sur des objets non compacts est totalement inefficace (voir
table 4.1). En particulier, l’accrétion sur la Terre est extrêmement faible. C’est pourtant une
source d’énergie que l’on connaît bien : lorsque de l’eau chute de la hauteur d’un barrage dans
une usine hydro-électrique, elle ”s’accrète” sur Terre. Notre planète n’étant pas compacte,
cette énergie peut suffire à éclairer nos maisons, mais certainement pas à briller comme une
binaire X. De même, les rares autres moyens que l’on connaît pour produire de l’énergie, à
savoir les réactions chimiques et nucléaires, sont très peu efficaces : l’efficacité de la combustion
d’hydrocarbures est toujours inférieure à 5 × 10 −10 et celle de la fission nucléaire de l’ordre
de 0.7%. Ces valeurs font donc de l’accrétion sur un trou noir ou une étoile à neutrons le
mécanisme le plus efficace que l’on connaisse pour libérer de l’énergie.
tel-00011431, version 1 - 20 Jan 2006
5.2.2 Luminosité d’Eddington
La luminosité d’un disque d’accrétion est directement proportionnelle au taux d’accrétion
ṁ du gaz sur l’objet central. Ce taux dépend beaucoup des propriétés du disque, mais possède
une limite supérieure qu’il ne peut en principe pas dépasser. Lorsque l’accrétion est importante,
la luminosité peut en effet devenir telle que la pression de radiation qu’elle exerce
sur le gaz en rotation peut devenir aussi importante que la force gravitationnelle. Dans ce
cas, la gravitation due à l’objet compact n’est plus en mesure de drainer la matière sur ce
dernier, si bien que accrétion et luminosité saturent. On définit donc la luminosité d’Eddington
comme la luminosité limite pour laquelle la force de pression radiative contrebalance
exactement la force gravitationnelle :
L Edd = 1.3 × 10 38 erg s −1 M M ⊙
= 3.3 × 10 4 L ⊙
M
M ⊙
(5.3)
Cette limite est également souvent traduite en terme de taux d’accrétion maximal ṁ Edd .
5.2.3 L’évacuation du moment cinétique
L’idée d’une lente accrétion où la matière spirale jusque tomber sur l’objet central semble
finalement assez intuitive. Elle n’est cependant pas aussi triviale qu’elle ne parait. Il reste
en effet à trouver les mécanismes qui permettent cette accrétion. Cette question s’est posée
très tôt lors de l’élaboration de modèles théoriques de disques d’accrétion et reste encore
d’actualité aujourd’hui. En effet, même bien en deçà de la limite d’Eddington, la matière
ne tombe pas d’elle-même sur l’objet central ; il faut l’y pousser. On sait par exemple que
des particules individuelles dans un champ de pesanteur peuvent orbiter sur des ellipses sans
jamais tomber sur la masse centrale, comme le fait en première approximation la Lune autour
de la Terre. La gravitation à elle seule ne permet donc pas d’accréter de la matière ; il faut
d’autres forces.
En réalité, il est plus simple d’appréhender la problématique de l’accrétion par le moment
cinétique des particules ou du gaz :
L = r 2 Ω (5.4)
où r est la distance à l’objet compact et Ω est la fréquence de rotation locale du gaz ou des particules.
Tant qu’une particule individuelle conserve son moment cinétique, elle suit des orbites