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.