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

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

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

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

Acceleration 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 disk 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

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

Vent stellaire Accélération thermique

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

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

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

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

Le vent relativiste Élaboration d’une équation d’état avec un chauffage cohérent avec le changement d’état de la matière. T = 103 K°  E th ~0.01 eV << mc2 T = 1012 K°  E th ~1GeV ~ mc2

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

GRB- Afterglow Phase de Décélération

Conclusion 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. Déduction des propriétés de la région central des FRI et FRII à partir de caractéristiques du jet. Modélisation de l’Afterglow.

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

Motivation : Particles Acceleration astrophysics flows Jet from AGN Jet from Young star Accretion disk Scale : AU Velocity ~400km/s Magnetic field 103 Gauss Times scale: Low Mass: 107 years Intermediate Mass: 104 years Scale : Parsec Velocity ~ c Magnetic field ~ 104 Gauss energy of particles : 1 GeV Large scale magnetic field

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

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

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

Outflow form the accretion disk 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

Stellar wind/accretion-outflow V2 R 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.

Conclusion 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 Dissipative mechanisms are important to accelerate to high speed. Fast central wind and slower and denser external jet.