Chauffage Compressionnel de l'Environnement des Disques ...

82 Accrétion, éjection et champ magnétique
tel-00011431, version 1 - 20 Jan 2006
Fig. 5.1 – Spectre de corps noir multi-température. Pour cet exemple, le profil de rotation
est supposé képlérien Ω K ∝ r −3/2 , et le rapport des températures au bord externe et au
bord interne est choisi égal à T ext /T in = 5 × 10 −3 . On distingue trois régimes : à haute et
à basse énergie, le spectre est coupé respectivement par la température au bord interne et
la température au bord externe du disque. Entre ces deux régimes, le spectre est droit avec
une pente α = 1/3. Les contributions de certains rayons sont également représentées pour
différents rapports η = r/r in = (T/T in ) −3/4 , où r in et T in sont le rayon et la température au
bord interne du disque.
La viscosité microscopique des gaz, qu’ils soient magnétisés ou non, est en effet des ordres
de grandeur trop faible pour atteindre les taux d’accrétion nécessaires à reproduire les observations
(Pringle 1981, Frank et al. 2002). Dans le modèle de Shakura & Sunyaev (1973),
on suppose que des coefficients de transport anormaux, bien supérieurs aux coefficients
microscopiques peuvent résulter de la turbulence dans les disques. On paramètrise donc l’amplitude
de la viscosité par un coefficient α (d’où le nom du modèle). La prescription α stipule
que la composante relevante du tenseur des contraintes, τ rθ est proportionnelle à la pression :
τ rθ = αP soit ν ≈ αc s H (5.10)
où P est la pression du milieu, ν le coefficient de viscosité cinématique, c s la vitesse du son
et H l’épaisseur du disque. Pour reproduire les observations, il faut typiquement les valeurs
suivantes pour ce paramètre :
α = 0.01 − 0.1 (5.11)
Actuellement, l’origine de cette viscosité anormale n’est toujours pas comprise avec certitude,
même si de grandes avancées ont été menées dans ce sens. Pour générer de la turbulence
à un niveau tel qu’elle crée des coefficients anormaux importants, il faut des instabilités fortes.
Plusieurs instabilités ont été identifiées, mais peu sont à même d’engendrer des coefficients
suffisamment forts. La plupart des instabilités hydrodynamiques linéaires sont fortement stabilisées
par la rotation du disque. La piste la plus prometteuse provient aujourd’hui d’une
instabilité MHD : l’Instabilité Magnéto-Rotationnelle, MRI en anglais (Velikhov 1959,