Jets et vents magnéto-thermiques émis par les disques d'accrétion turbulents

par Jonatan Jacquemin Ide

Projet de thèse en Astrophysique et Milieux Dilués

Sous la direction de Jonathan Ferreira et de Geoffroy Lesur.

Thèses en préparation à Grenoble Alpes , dans le cadre de Physique , en partenariat avec Institut de Planetologie et d'Astrophysique de Grenoble (laboratoire) depuis le 30-09-2018 .


  • Résumé

    Les disques d'accrétion sont des écoulements de plasma en rotation Keplerienne autour d'un objet massif central. On les rencontre au centre des galaxies actives (AGN, quasars), dans les systèmes binaires (binaires X, variables cataclysmiques) ou les étoiles en formation. Il est bien connu que les disques d'accrétion peuvent produire des jets supersoniques, auto-confinés sur de longues distances, dès lors qu'un champ magnétique suffisamment intense les traverse (Ferreira 1997, Casse & Ferreira 2000). Ces jets transportent le moment cinétique du disque permettant de ce fait à la matière de celui-ci de tomber vers l'objet central, que ce soit une étoile en formation ou un objet compact. La théorie des jets magnéto-hydrodynamiques (MHD) est ainsi connue depuis les années 90 et a été confirmée depuis les années 2000 par plusieurs simulations numériques MHD (Casse & Keppens 2002, Zanni et al 2007, Stepanovs & Fendt 2016). Mais ce type de modèle requiert un champ magnétique proche de l'équipartion, ce qui soulève des difficultés vis à vis de l'instabilité magnéto-rotationnelle ou MRI (Balbus & Hawley 1991). Pourtant, les observations de ces objets montrent la présence de vents moléculaires, peu rapides et massifs. A ce jour, il n'existe aucune explication dynamique satisfaisante de ces écoulements. Dans les disques autour des trous noirs (AGN ou binaires X), on trouve également des signatures de vents massifs s'échappant des régions les plus externes. Il est toutefois probable que le champ magnétique vertical soit plus intense dans les régions internes que dans les régions externes des disques d'accrétion. On s'attendrait alors à ce qu'il puisse y avoir une transition radiale entre les régions externes, peu magnétisées et donnant lieu à des vents lents et peu confinés, et les régions centrales très magnétisées et produisant des jets rapides et auto-confinés. A ce jour, il n'y a pas de réel consensus sur la dynamique d'accrétion-éjection. Il existe d'un coté des modeles semi-analytiques stationaires et laminaires, permettant de produire des jets auto-confinés rapides en champ magnétique fort. De l'autre, il y a des simulations numeriques 3D, la plupart locales et décrivant des disques turbulents en champ faible produisant des vents instationnaires (Suzuki & Inutsuka 2014, Bethune et al 2017, Zhu & Stone 2018). L'objectif de la these est de faire le pont entre ces deux approches et de dresser ainsi une carte de la dynamique de l'accretion-éjection selon l'importance du champ magnétique. Le doctorant devra tout d'abord se familiariser puis étendre les modèles analytiques d'accretion-ejection. Il s'agira notamment de produire des écoulements magnéto-thermiques massifs, en mettant en évidence le ou les paramètres du disque qui assure(nt) la transition entre ces vents et les jets. Ensuite, il faudra définir et mettre en place un jeu de conditions initiales et aux frontières permettant de faire des simulations numériques 2D et 3D d'un disque d'accrétion en MHD idéale, traversé par un champ magnétique initial vertical et d'importance variable. Les simulations numériques se feront avec le code MHD PLUTO et s'appuyeront sur des moyens de calcul locaux (Gricad/Ciment) et nationaux (IDRIS & CINES/GENCI). La difficulté de la physique de l'accrétion-éjection dans ses divers régimes (champ faible et fort), ainsi que le challenge posé par le problème numérique exigeront du doctorant une détermination et une implication constantes.

  • Titre traduit

    Magneto-thermal winds and jets launched from accretion disks


  • Résumé

    Accretion disks are made of plasma in keplerian rotation around a central object. They are found in our own Galaxy, around young forming stars or the compact object (neutron star or black hole) within a binary system, or compose the material surrounding the supermassive black hole lying at the center of quasars or AGN. The observational signatures of these accretion disks are often correlated with either the presence of supersonic, highly collimated fast jets or more massive and less rapid uncollimated winds. Producing self-confined jets from accretion disks requires the presence of a large scale magnetic field. The theory, well known since the 90s (Ferreira 1997, Casse & Ferreira 2000), appeals to MHD and has been numerically confirmed by phenomenological numerical simulations (Casse & Keppens 2002, Zanni et al 2007, Stepanovs & Fendt 2016). In these simulations, the disk turbulence was not taken into account ab initio. These jet models require a strong magnetic field, close to equipartition with the plasma kinetic pressure. This is potentially problematic as such a strong field may quench the most invoked source for the turbulence required in accretion disks, namely the Magneto-Rotational Instability (MRI, Balbus & Hawley 1991). On the other hand, in all these accreting objects, there are evidences that some massive winds are being also launched. Besides mass, such winds could also transport away the disk angular momentum, allowing accretion. Moreover, it is usually argued that the field strength increases towards the central object. If this is indeed the case, then the outer disk regions could lead to winds whereas the more magnetized inner ones could produce fast jets To date, there is no clear understanding of the role of the magnetic field in the kind of outflows produced from turbulent accretion disks. Full 3D MHD simulations that compute the disk turbulence (mostly local) do show the formation of time-dependent massive winds and were done with a very magnetic weal magnetic field (Suzuki & Inutsuka 2014, Bethune et al 2017, Zhu & Stone 2018). The goal of this thesis is precisely to fill the gap between the analytical and numerical approaches and to assess the role of the magnetic field in jet production. The PhD student will have first to define and implement a robust numerical setup, with a variable magnetic field strength threading an ideal MHD disk. This will be done using the MHD code PLUTO in 2D and 3D spherical configurations. He/she will use both local (Gricad/Ciment) and national (IDRIS & CINES/GENCI) computing facilities. The difficulty of accretion-ejection in its various regimes (weak/strong magnetic field) as well as the numerical challenge of HPC will both require a very strong personal involvement of the PhD student.