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Etude numérique des disques daccrétion: modulation du flux X par lInstabilité dAccrétion – Ejection effectué avec M. Tagger, M. Muno I. Pr ésentation de.

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1 Etude numérique des disques daccrétion: modulation du flux X par lInstabilité dAccrétion – Ejection effectué avec M. Tagger, M. Muno I. Pr ésentation de lAEI II. Premier pas vers un spectre synthétique III. Seconde étape en cours IV. Vers le 3D...

2 AEI : Présentation succincte champ magnétique vertical ~ équipartition dans la région interne instabilité à grande échelle onde spirale ~ spirale galactique mais ayant pour origine le champ magnétique et non l auto-gravité structure similaire aux modes normaux (= structure stationnaire) des galaxies tous les modèles auto-similaires de jets MHD (Blandford & Payne, Pelletier & Pudritz, SMAE ) sont instables

3 si le disque a une couronne de faible densité lénergie et le moment angulaire du tourbillon sont transférés sous forme d onde d Alfven vers la couronne puissance pour alimenter un vent ou un jet en WKB on obtient la contribution suivante au taux de croissance: propriétés de la spirale: le plus souvent le mode m=1 (spirale à un bras) avec ~ int (fréquence de rotation au bord interne du disque). fréquence similaire à celle des oscillations quasi-périodiques des binaires X faible (terme de freinage magnétique) mais diverge à la corotation ( -m =0 ) où se trouve le tourbillon de Rossby calcul sans WKB: efficacité amplifiée AEI et les Observables

4 le code MHD-2D la perturbation est presque constante dans l épaisseur du disque simulation MHD-2D possible grille logarithmique bien adaptée au problème (plus dense à faible r, possibilité d un disque étendu en r) physique similaire aux spirales galactiques méthode similaire potentiel magnétique hors du disque courants perturbés saut de B à la surface utilisation du schéma FARGO (Masset 2000 ) : pas de temps plus grand exécution plus rapide conservation du flux magnétique verticalcontinuité

5 de l AEI aux QPOs simulations MHD - 2D non-linéaires échauffement du disque modèle simplifié pour l épaisseur du disque Le choc spiral dans le disque crée un point chaud et ainsi un épaississement local (équilibre hydrostatique) prochaine étape: courbe de lumière synthétique du QPO Le calcul de l émission X de ce disque d accrétion montre une modulation du flux X similaire au QPO basse fréquence des binaires X.

6 Modulation venant de lAEI Quelques résultats sur la modulation venant de la simulation MHD 2D + équilibre hydrostatique (pas deffet relativiste) Amplitude du QPO en fonction de linclinaison du système Amplitude du QPO en fonction du temps. lamplitude rms est trop faible pour expliquer les observations

7 un nouveau code MHD-2D + épaisseur lapproximation déquilibre hydrostatique utilisée pour calculer lépaisseur nest pas très adaptée pour létude des chocs spiraux. Il est nécessaire de mieux prendre en compte le comportement vertical du disque. Pour le moment pas de code MHD 3D adapté aux disques on utilise le code MHD-2D avec léquation dénergie auquel on rajoute deux équations concernant lépaisseur du disque et la vitesse v z (Stehle & Spruit 2000) plus précis que la simulation MHD-2D travail en cours, le but est dobtenir une meilleure approximation de lépaisseur du disque et donc de lamplitude de la modulation créée.

8 AEI: un modèle de QPO fréquence entre 1-10 Hertz grande stabilité dans le temps amplitude rms pouvant dépasser les 20% corrélation avec le flux mou (disque) QPO associé avec un état où la loi de puissance (couronne?) domine décalage temporel changeant parfois de signe, sous-harmoniques la fréquence de l onde spirale ~ int (fréquence de rotation au bord interne du disque) structure cohérente à grande échelle comme dans les galaxies 5% observé dans les simulations 2D, à suivre... comparaison avec les observations lénergie daccrétion nest pas déposée localement (pas de chauffage du disque) possibilité deffets géométriques venant du jet, travail en cours

9 Vers un nouveau code MHD 3D AMR effectué avec léquipe théorie de Rochester (US) Pourquoi un code MHD 3D AMR ? MHD : le champ magnétique semble important dans les phénomènes astrophysiques (accrétion, éjection, la cosmologie?) 3D : pour une meilleure modélisation des phénomènes il devient nécessaire de sintéresser à lévolution 3D AMR : afin dobtenir une meilleure résolution sans surcôut numérique Comment? méthode méthode de type Godunov / solveur de Riemann (projection sur les ondes) et parallelisation par MPI

10 BEARCLAW: léquipe Boundary Embedded Adaptive Refinement Conservation LAW package la partie « numérique » de BEARCLAW est développée à luniversité de Caroline du nord et la partie « Astrophysique » à luniversité de Rochester. En ce moment permanents : 1 (Math) et 1 (Astro) post-docs : 1 (Math) et 2 (Astro) thésards : 2 (Astro) et aussi des collaborations plus temporaires sur certains aspects précis (par exemple lutilisation dun solveur de Riemann MHD non encore publié) En cours depuis 5 ans du côté mathématique (structure générale, AMR, parallélisation), 2 ans pour lhydro, 7 mois pour la MHD et transfert radiatif en prévision pour lannée à venir.

11 BEARCLAW: le code Boundary Embedded Adaptive Refinement Conservation LAW package BEARCLAW est un code permettant de résoudre des équations différentielles partielles dépendantes du temps fondé sur lutilisation de solvers de Riemann/méthode de Godunov. Les principales caractéristiques de ce code inclues: le maillage adaptatif un estimateur derreur a posteriori ne nécessitant pas le calcul de la grille la plus large exécution parallèle ( OPEN MP et MPI ) capacité davoir plusieurs physiques des structures de données dynamiques code unifié pour des PDE s en base 4 Pour le moment hydro 3D avec refroidissement, MHD 3D en cours de test

12 BEARCLAW: test 1D MHD Boundary Embedded Adaptive Refinement Conservation LAW package les premiers tests 1D ont donné de bons résultats comme celui ci. évolution de la densité Je moccupe de limplémentation de la MHD dans la structure existante. Jai implémenté un solveur de Riemann (2002) et commencé les tests. les tests 1D ont démontré lhabilité du code à capturer les différentes ondes et discontinuités. En ce qui concerne la divergence nous allons implémenter plusieurs méthodes dont une utilisant le «transport contraint»

13 Conclusion LAEI est capable de reproduire plusieurs caractéristiques des QPO et se trouve donc être un bon candidat pour leur explication. De plus lutilisation du code MHD 2D+ permettra, rapidement, davoir une meilleure approximation de la modulation créée par lAEI. A plus long terme le code MHD 3D AMR « ASTRO-BEAR », lui, permettra de tester les differents modèles dans une simulation plus réaliste.

14 BEARCLAW: le code Boundary Embedded Adaptive Refinement Conservation LAW package BEARCLAW est un code permettant de résoudre des équations différentielles partielles dépendantes du temps fondé sur lutilisation de solvers de Riemann/méthode de Godunov. Les principales caractéristiques de ce code inclues: le maillage adaptatif un estimateur derreur a posteriori ne nécessitant pas le calcul de la grille la plus large exécution parallèle ( OPEN MP et MPI ) capacité davoir plusieurs physiques des structures de données dynamiques code unifié pour des PDE s en base 4 Pour le moment hydro 3D avec refroidissement, MHD 3D en cours de test

15 critère d instabilité: doit être positif. W= 2 /(2 ) les gradients de W et sont stabilisants alors que celui de B est déstabilisant. L onde spirale s amplifie en extrayant l énergie et le moment angulaire des parties internes du disque ( accrétion) et en les stockant dans le tourbillon de Rossby. si couronne de faible densité: l énergie et le moment angulaire du tourbillon émis sous forme donde dAlfven vers la couronne. mécanisme d amplification par émission de l onde sortante faible rotation différentielle + vorticité différentielle amplification par couplage avec un tourbillon de Rossby (~ la grande tache rouge de Jupiter) qu elle génère à sa corotation. Instabilité dAccrétion-Ejection

16 AEI: un modèle de QPO fréquence entre 1-10 Hertz grande stabilité dans le temps amplitude rms pouvant dépasser les 20% corrélation avec le flux mou (disque) QPO associé avec un état où la loi de puissance (couronne?) domine décalage temporel changeant parfois de signe, sous-harmoniques la fréquence de l onde spirale ~ int (fréquence de rotation au bord interne du disque) structure cohérente à grande échelle comme dans les galaxies 5% observé dans les simulations comparaison avec les observations lénergie daccrétion nest pas déposée localement (pas de chauffage du disque) possibilité deffets géométriques venant du jet, travail en cours


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