Rapport quadriennal 2002 - Laboratoire d'Astrophysique de l ...

Rapport d’activité 1999-2001
LAOG
1.4.2 Cinétique
notamment entretenir une couronne ; cette extension a permis d’élargir considérablement le champ des
possibilités d’accrétion-éjection au prix malheureusement d’un paramètre libre supplémentaire. Il est
important de souligner que notre équipe est l’une des rares à traiter vraiment le lien entre le disque
d’accrétion et la formation du jet ; la plupart des études réalisées sur les jets dans la communauté
internationale font l’hypothèse de conditions aux limites en surface du disque d’accrétion.
Ces études sont intéressantes non seulement pour les objets compacts, mais également pour les objets
stellaires jeunes, qui offrent de riches possibilités d’investigation. Cette aspect de notre activité est donc en
contact étroit avec la recherche effectuée par les autres équipes du LAOG, notamment l’équipe « EJDJ ». La
complication majeure avec les étoiles jeunes provient de l’importance du champ magnétique propre de
l’étoiles dont l’intensité suffit à tronquer le disque d’accrétion ; l’accrétion se termine alors par des nappes
convergeant vers les pôles magnétiques. L’interaction entre le disque d’accrétion et l’étoile est
particulièrement difficile à décrire et doit être responsable du ralentissement de l’étoile (on constate en effet
que les étoiles T-Tauri ont une rotation lente). Cette étude a été amorcée (Ferreira & al 2000). Plus tangibles
sont les études de diagnostics des écoulements d’accrétion-éjection (Cabrit 1999, Garcia 2001a et 2001b) qui
à la fois confortent l’ossature de la théorie et suggèrent des amendements visant à contraindre les
développements récents mentionnés précédemment (Casse et Ferreira 2000a et b). Ces diagnostics sont
réalisés à travers l’analyse des conditions de formation des raies interdites. Cette confrontation aux
observations a nécessité un calcul détaillé du transport de l’énergie dans les jets en tenant compte du
chauffage produit par la diffusion ambipolaire, de l’évolution de la fraction d’ionisation en fonction du flux
UV et de produire des “observables synthétiques” (images, diagrammes position-vitesse, rapports de raie).
L’extraction du moment angulaire d’un disque d’accrétion par un champ magnétique ayant des lignes
ouvertes semble être affranchi du problème épineux du manque de viscosité des disques standard à la
Shakura–Sunyaev. Cependant une résistivité turbulente est nécessaire, ne serait ce que pour permettre
l’écoulement d’accrétion vers l’objet central (la MHD idéale empêche la matière de traverser les surfaces
magnétiques). En outre nous venons d’indiquer qu’un partage des rôles entre viscosité et magnétisme était
souhaitable pour obtenir des structures d’accrétion-éjection plus flexibles. Le grand problème du transport
turbulent dans les disques d’accrétion reste donc primordial, mais des résultats importants ont été obtenus
récemment sur ce problème par Jean-Paul Zahn et ses collaborateurs, et par notre équipe. En particulier, une
origine purement hydrodynamique de la turbulence est maintenant assez fermement établie, et certaines
propriétés du transport turbulent induit élucidées sur le plan phénoménologique (Longaretti, soumis). De fait,
l’instabilité magnéto-rotationnelle (Velikhov, Chandrasekhar, Balbus, Hawley) est considérée jusqu’à
présent comme le moteur essentiel de la turbulence dans les disques d’accrétion. Nous avons également
abordé cette question sur le plan numérique. L’implantation à cet effet du code Zeus 3D sur notre site
informatique a été réalisée grâce à la venue de David Clarke, principal créateur de ce code, en année
sabbatique dans notre équipe au cours de l’année 2000-2001. Une version nouvelle, incorporant la technique
“Adaptative Mesh Refinement” est ainsi mise à notre disposition et ouvre des perspectives scientifiques
intéressantes. Un premier résultat important a été obtenu (Longaretti & Clarke 2002).
Nous avons engagé une exploration systématique des instabilités MHD dans ces écoulements avec des
premiers résultats sur les instabilités d’interchange dans les jets (Kersalé, Longaretti, Pelletier 2000 ;
Longaretti et Baty, en préparation). Le résultat principal de ces travaux est que le cisaillement magnétique
n’est pas systématiquement stabilisant, et que des instabilités rapides peuvent se produire dans les jets issus
de disques ; le rôle de ces instabilités comme source d’énergie dans la production du rayonnement issu des
jets reste à élucider.
Pour l’essentiel, l’aspect cinétique des problèmes que nous abordons concerne le transport, l’accélération et
la formation des fonctions de distribution des particules relativistes. Ces questions sont à peu près maîtrisées
lorsque le milieu porteur est un plasma non relativiste, siège de perturbations et de chocs non relativistes.
Elles ne le sont pas du tout lorsque le plasma dans son ensemble est relativiste. En particulier, les instabilités
cinétiques, les excitations non linéaires, les chocs et l’accélération de Fermi en régime relativiste sont des
champs d’investigation encore très ouverts sur lesquels nous avons progressé (Pelletier & Marcowith 1998,
Pelletier 1999). Pour que les protons atteignent le seuil d’énergie GZK (Greisen, Zatsemin, Kusmin) de
3x10 20 eV dans certains AGNs et GRBs, l’accélération de Fermi doit nécessairement être en régime
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