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Accrétion et Ejection en Astrophysique FOM- Rijnhuizen & MPA - Garching Zakaria MELIANI.

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1 Accrétion et Ejection en Astrophysique FOM- Rijnhuizen & MPA - Garching Zakaria MELIANI

2 Les jets en astrophysique Jet du disque d’accrétion Vent et jet stellaire Couronne chaude en rotation + Champ magnétique proche de l’équipartition avec l’énergie thermique

3 Transport du moment angulaire dans le disque Disque d’accrétion mince proche de l’équipatition. Disque d’accrétion mince proche de l’équipatition. Anomalous turbulence Outflow launched from the disk Diffusion du champ magnétique. turbulence anormal: résistivité - viscosité (Ferreira & Pelletier 1993) Accrétion stationnaire Extract angular momentum  prescription

4 Accretion-ejection structure Différences entre les deux jets. Différences entre les deux jets. Interaction entre les deux jets Interaction entre les deux jets Accretion disk star Star wind Disk outflow

5 Acceleration mechanisms L’écoulement à la surface du disque d’accrétion est supporté par la pression thermique et la force magnéto-centrifuge

6 Vertical Equilibrium of the accretion disk Dans le disque d’accrétion Dans le disque d’accrétion La force magnétique compresse le disque d’accrétion Force Changement du signe de la force Magnétique à la surface du disque d’accrétion

7 No-Ideal MHD stellar wind Le The corona wind depend Tunnel Energie déposé dans la corona Enegie dissipé

8 Vent stellaire Accélération thermique

9 Collimation Collimation Collimation par le champ magnétique Jet de disque d’accrétion Collimation magnétique et thermique Vent stellaire

10 Vent d’étoile – Jet de disque La section du jet augmente Perte de masse dans le jet de disque augment

11 Jet relativiste Jet relativiste Modélisation de jet formé à la surface de la couronne central à 3 rayon de Schwarzschild. Modélisation de jet formé à la surface de la couronne central à 3 rayon de Schwarzschild. Accélération thermique Accélération thermique  ~ 3  ~ 3 Collimation magnétique Collimation magnétique ou thermique ou thermique

12 Jets Classiques – Jets Relativistes  Un simple effet d’échelle lorsque la couronne est formée à r c > 100 r s  Pour r c < 100 r s, les effets relativistes sont non linéaire et donné par: Diminution de l’efficacité de collimation magnétique Diminution de l’efficacité de collimation magnétique Amélioration de l’accélération thermique Amélioration de l’accélération thermique

13 Le vent relativiste Élaboration d’une équation d’état avec un chauffage cohérent avec le changement d’état de la matière. Élaboration d’une équation d’état avec un chauffage cohérent avec le changement d’état de la matière. T = K°  E th ~ 1GeV ~ mc 2 T = 10 3 K°  E th ~0.01 eV << mc 2

14 AGN jet Jet de FRII collimaté par le champ magnétique Jet de FRI collimaté par la pression externe Meliani; Sauty; Tsinganos; Vlahakis; Trussoni. 2006b

15 GRB- Afterglow Phase de Décélération

16 Conclusion Modélisation de jet d’étoile jeune avec les deux composantes, vent stellaire et jet de disque Modélisation de jet d’étoile jeune avec les deux composantes, vent stellaire et jet de disque Modélisation de jet autour de trou noire de Schwarzschild. Modélisation de jet autour de trou noire de Schwarzschild. Déduction des propriétés de la région central des FRI et FRII à partir de caractéristiques du jet. Déduction des propriétés de la région central des FRI et FRII à partir de caractéristiques du jet. Modélisation de l’Afterglow. Modélisation de l’Afterglow.

17 Perspective La phase d’accélération du jet fortement collimaté dans les GRB. La phase d’accélération du jet fortement collimaté dans les GRB. Modéliser les jets a deux composantes dans les AGN. Modéliser les jets a deux composantes dans les AGN. Les mécanismes de transport dans le disque d’accrétion. Les mécanismes de transport dans le disque d’accrétion.

18 Motivation : Particles Acceleration astrophysics flows Jet from Young starJet from AGN Scale : Parsec Velocity ~ c Magnetic field ~ 10 4 Gauss energy of particles : 1 GeV Scale : AU Velocity ~400km/s Magnetic field 10 3 Gauss Times scale: Low Mass: 10 7 years Intermediate Mass: 10 4 years Accretion disk Large scale magnetic field

19 Central object Corona wind. Collimated outflow, when the central object rotate sufficiently fast Gravitational binding Rotational energy

20 Large Scale Magnetic field Condition for jet launching from the accretion disk is B^2 /  ~P. Near equipartition in the disk Condition for jet launching from the accretion disk is B^2 /  ~P. Near equipartition in the disk In The accretion disk Brakes the matter in the accretion disk and star. Brakes the matter in the accretion disk and star. Storage of rotation energy and convert it to Poynting flux. Storage of rotation energy and convert it to Poynting flux. Green lines: Magnetic field Blue lines: stream lines Poynting flux to kinetic energy & Collimation of jet. In the outflow Outflow condition

21 No-Ideal MHD stellar wind Force Stream line The contribution of different mechanisms to acceleration are function of the shape of the stream line

22 Outflow Collimation 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

23 Stellar 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. V2V2 R

24 Conclusion The outflow is efficient to extract angular momentum from the accretion disk with only mass loss 14% of accreting mass. The outflow is efficient to extract angular momentum from the accretion disk with only mass loss 14% of accreting mass. The stellar wind is accelerated along the channel induced by the accretion disk and the outflow from the accretion disk. The stellar wind is accelerated along the channel induced by the accretion disk and the outflow from the accretion disk. The Dissipative mechanisms are important to accelerate to high speed. The Dissipative mechanisms are important to accelerate to high speed. Fast central wind and slower and denser external jet. Fast central wind and slower and denser external jet.


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