Accrétion et Ejection Accrétion et Ejection en en
AstrophysiqueAstrophysique
FOM- RijnhuizenFOM- Rijnhuizen
&&
MPA - GarchingMPA - Garching
Zakaria MELIANI
Les jets en astrophysiqueLes jets en astrophysique
Jet du disque d’accrétion
Vent et jet stellaire
Couronne chaude en rotation
+
Champ magnétique
Champ magnétique
proche de l’équipartition avec l’énergie thermique
Transport du moment angulaire Transport du moment angulaire dans le disquedans le disque
Disque d’accrétion mince Disque d’accrétion mince proche de l’équipatition.proche de l’équipatition.
1vAnomalous turbulence
Outflow launched from the disk
Diffusion du champ magnétique.
turbulence anormal: résistivité -viscosité (Ferreira & Pelletier
1993)
Accrétion stationnaire
Extract angular momentum prescription
)2exp()0( 2
2
H
ZHzVAm
vS
A
CV 1
2
Accretion-ejection structureAccretion-ejection structure Différences entre les Différences entre les
deux jets.deux jets. Interaction entre les Interaction entre les
deux jetsdeux jets
Accretion disk
star
Sta
r w
ind
Disk outflow
yearMMw
yearMMa
/10
/109
7
Acceleration mechanismsAcceleration mechanisms
L’écoulement à la surface du disque d’accrétion
est supporté par la pression thermique et la force magnéto-centrifuge
Vertical Equilibrium of the accretion diskVertical Equilibrium of the accretion disk
Dans le disque d’accrétionDans le disque d’accrétion
La force magnétique compresse le disque d’accrétion
BBJBBJ P )()(
Fo
rce
Changement du signe de la force Magnétique à la
surface du disque d’accrétion
sPf ,
No-Ideal MHD stellar windNo-Ideal MHD stellar wind
Le
The corona wind depend
Tunnel
Energie déposé dans la corona
Enegie dissipé
Vent stellaireVent stellaire
Accélération thermique
CollimationCollimation
nB pf , nPf ,
nCf ,
nBf ,
Collimation par le champ magnétique
Jet de disque d’accrétion
Collimation magnétique et thermique
Vent stellaire
Vent d’étoileVent d’étoile – – Jet de disqueJet de disque
La section du jet augmente
Perte de mPerte de masseasse dans le jetdans le jet de de
disque audisque augmentgment
Jet relativisteJet relativiste Modélisation de jet formé Modélisation de jet formé
à la surface de la à la surface de la couronne central à 3 couronne central à 3 rayon de Schwarzschild.rayon de Schwarzschild.
Accélération thermiqueAccélération thermique ~ 3~ 3 Collimation magnétiqueCollimation magnétique ou thermiqueou thermique
c
Jets Classiques – Jets RelativistesJets Classiques – Jets Relativistes
Un simple effet d’échelle Un simple effet d’échelle lorsque la couronne est lorsque la couronne est formée àformée à rrcc > 100 r > 100 rss
PourPour rrcc < 100 r < 100 rss , , lesles effets effets relativistes sont non relativistes sont non linéaire et donné par:linéaire et donné par:
Diminution de l’efficacité de Diminution de l’efficacité de collimation magnétiquecollimation magnétique
Amélioration de Amélioration de l’accélération thermiquel’accélération thermique
Le vent relativisteLe vent relativiste Élaboration d’une équation d’état Élaboration d’une équation d’état
avec un chauffage cohérent avec avec un chauffage cohérent avec le changement d’état de la le changement d’état de la matière.matière.
T = 1012 K° E th ~1GeV ~ mc2
T = 103 K° E th ~0.01 eV << mc2
AGN jetAGN jet
Jet de FRII collimaté par le champ magnétique
Jet de FRI collimaté par la pression externe
Meliani; Sauty; Tsinganos; Vlahakis; Trussoni. 2006b
GRBGRB- - AfterAfterglowglow
Phase de Décélération
ConclusionConclusion
Modélisation de Modélisation de jet d’jet d’étoile jeune avec les étoile jeune avec les deux composadeux composantesntes, vent stellaire et jet de , vent stellaire et jet de disque disque
ModélisModélisationation de jetde jet autour de trou noire de autour de trou noire de SchwarSchwarzschildzschild..
DéductDéductionion ddes propriétés de la région es propriétés de la région centrcentralal dedes FRI et FRII à partir de s FRI et FRII à partir de cacaractéractéristiques du jet.ristiques du jet.
MModéodélisation de l’Afterglow.lisation de l’Afterglow.
PerspPerspecectivetive
La phase d’accLa phase d’accélérationélération du jet fortement du jet fortement collimaté dancollimaté dans les Gs les GRB. RB.
Modéliser Modéliser les jetsles jets a deux composantes a deux composantes dans les dans les AGNAGN..
Les mLes mécanismesécanismes de transport dans le de transport dans le disqudisquee d’ad’accrétion.ccrétion.
Motivation : Particles Acceleration Motivation : Particles Acceleration astrophysics flowsastrophysics flows
Jet from Young starJet from AGN
Scale : Parsec
Velocity ~ c
Magnetic field ~ 104
Gauss
energy of particles :1 GeV
Scale : AU
Velocity ~400km/s
Magnetic field 103 Gauss
Times scale:
Low Mass: 107 years
Intermediate Mass: 104 years
Accretion disk
Large scale magnetic field
Central objectCentral objectCorona wind.Corona wind.
Collimated outflow, when the central object rotate
sufficiently fast
GravitGravitational ational bindingbinding
Rotational energyRotational energy
Large Scale Magnetic fieldLarge Scale Magnetic field
Condition for jet launching from Condition for jet launching from the accretion disk is B^2 /the accretion disk is B^2 /~P. ~P. Near equipartition in the diskNear equipartition in the disk
In The accretion diskIn The accretion diskBrakes the matter in the accretion Brakes the matter in the accretion disk and star.disk and star.Storage of rotation energy and Storage of rotation energy and convert it to Poynting flux.convert it to Poynting flux.
Green lines: Magnetic field
Blue lines: stream lines
Poynting flux to kinetic energy & Poynting flux to kinetic energy & CollimationCollimation of jetof jet..
In the outflow
Outflow condition
No-Ideal MHD stellar windNo-Ideal MHD stellar wind
sGf ,
sPf ,
Fo
rce sCf ,
sMf ,
Stream line
The contribution of different mechanisms to acceleration are function of the shape of the stream line
Outflow CollimationOutflow Collimation
nB pf , nPf ,
nCf ,
nBf ,
Collimation by the pressure induced by the gradient of the poloidal magnetic field line
Outflow form the accretion disk
Collimation by the gradient of the poloidal magnetic field +thermal pressure.
Corona wind
Stellar wind/accretion-outflowStellar wind/accretion-outflow
Inside the outflow from the accretion disk the value of poloidal magnetic field decrease.
The stellar wind is two times faster than the outflow from the accretion disk.
V2
R
ConclusionConclusion The outflow is efficient to extract angular momentum The outflow is efficient to extract angular momentum
from the accretion disk with only mass loss 14% of from the accretion disk with only mass loss 14% of accreting mass. accreting mass.
The stellar wind is accelerated along the channel The stellar wind is accelerated along the channel induced by the accretion disk and the outflow from the induced by the accretion disk and the outflow from the accretion disk. accretion disk.
The Dissipative mechanisms are important to accelerate The Dissipative mechanisms are important to accelerate to high speed.to high speed.
Fast central wind and slower and denser external jet.Fast central wind and slower and denser external jet.