Caractéristiques et influence du champ magnétique dans le milieu interstellaire : aspects théoriques Semhd du 27 février 2006 Edith Falgarone et Patrick.

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1 Caractéristiques et influence du champ magnétique dans le milieu interstellaire : aspects théoriques Semhd du 27 février 2006 Edith Falgarone et Patrick Hennebelle Observatoire de Paris & Ecole Normale Supérieure

2 Introduction : Le milieu interstellaire, physique et équations Intensité magnétique - densité du gaz : Dans le gaz atomique Dans le gaz moléculaire autogravitant Rôle du champ magnétique dans la formation des étoiles : Echelles > 0.1 pc, dominé par la turbulente : support magnétique Echelles < 0.01 pc, dominé par la rotation : freinage magnétique densité échelle

3 10 pc 4 pc Gaz atomique Gaz moléculaire

4 Le milieu interstellaire en bref…. Le Gaz Le MIS est non homogène en densité et temperature. HIM : Hot Ionised Medium ionisé, 10 6 K, 0.01 cm -3 Equilibre de pression WIM : Warm Ionised Medium approximatif ionisé, 8000 K, 0.5 cm -3 WNM : Warm Neutral Medium > 50% du MIS atomique et neutre, 8000 K, 0.5 cm -3 CNM : Cold Neutral Medium Remplit le volume atomique et neutre, 70 K, 50 cm -3 Hydrogène moléculaire: Auto-gravitant neutre, 10 K, 10 3 -10 6 cm -3

5 Les Energies mécaniques Energie thermique : P/k=4000 K/cm 3, Utherm=10 -12 erg/cm 3 Energie turbulente : sonique à supersonique dispersion de vitesse (jusqu’à Mach 5) => Eturb / Etherm = 1-20 Energie magnétique : Intensité magnétique : 6  G => Emag / Etherm = 10 -> Equipartition de l’énergie en ordre de grandeur…. Intensité magnétique En fonction de la densité (Troland & Heiles 86) PDF du nombre de Mach Dans les nuages HI (Crovisier 91 )

6 (Un soupçon de) Physique du et Equations pour : le Milieu Interstellaire Milieu peu ionisé : Gaz parfait : Milieu non adiabatique : Courbe de refroidissement de l’hydrogène atomique  Le gaz atomique est biphasique  Le gaz moléculaire est isotherme Dalgarno & McCray 1972

7 Conservation de la masse : Conservation de la quantité de mouvement des neutres : Conservation de la quantité de mouvement des ions : Equation de Poisson : Approximation : néglige l’inertie des ions :

8 Equation de Maxwell-Faraday : Notion de champ gelé : B est gelé dans le fluide. Une particule fluide reste attachée aux mêmes lignes de champ.

9 Equation d’évolution de B fonction de Vn : La diffusion ambipolaire Le champ magnétique n’est plus gelé dans le fluide des neutres Temps caractéristique de diffusion du champ : Dépend de B, longueur spatiale, ionisation

10 La pression thermique est-elle un support efficace contre l’effondrement gravitationnel ? Nuage de rayon R, masse M, densité  Pression thermique : Support contre l’effondrement gravitationnel : Conservation de la masse : Si, croît avec R => La pression thermique n’est pas un support efficace

11 Corrélation intensité magnétique-densité : Gaz atomique (WNM-CNM) : B ne varie pas avec n Gaz moléculaire : B proportionnel à n 1/2 Troland & Heiles 1986

12 Nuage de rayon R, masse M, densité , champ B selon z Champ gelé : Conservation de la masse : Evolution du champ magnétique au cours d’une contraction? Contraction isotrope : Contraction le long des lignes de champ : Contraction perpendiculairement aux lignes de champ : Champ gelé : Conservation de la masse : Pression magnétique :

13 Corrélation B-  pour le gaz atomique diffus Absence de corrélation entre B et n compatible avec condensation le long des lignes de champ. D’un autre coté le gaz est fortement turbulent. Les deux sont-ils compatibles ? Un mécanisme basé sur la tension magnétique ? -le flot courbe les lignes de champ -la pression magnétique augmente et stoppe la contraction -la tension magnétique augmente et redresse les lignes :  La pression magnétique diminue -la condensation se poursuit le long des lignes Hennebelle & Pérault 00 Intensité magnétique Angle initial entre B et V

14 Confirmation simulations 3D ? Simulations numériques mhd 3d AMR, échelle 1kpc (de Avillez & Breichtwerdt 2005) X (pc) Z (pc) densité B Pas de corrélation évidente entre B et n B n 400 pc

15 Conservation du flux : Si le champ magnétique est dynamiquement significatif, le gaz se contracte préférentiellement le long des lignes de champ et forme des couches : Energie potentielle perpendiculairement à la couche: Equilibre orthogonalement à la couche : Corrélation B-  pour le gaz moléculaire dense

16 Rôle du champ magnétique dans le processus de formation des étoiles Taux de formation d’étoiles dans la Galaxie : 3 masses solaires par an Masse de gaz « dense » (n>10 3 cm -3 ) : 10 9 masses solaires Temps de chute libre : (  G) -1/2 < 2 10 6 ans Taux de formation d’étoiles estimé : >500 masses solaires par an  Le gaz n’est PAS en chute libre Le champ magnétique est-il l’agent régulateur de la formation des étoiles ?

17 Support efficace contre l’effondrement gravitationnel : Indépendant de R, B dilue la gravité. Si, le nuage est totalement stable. Le nuage est dit souscritique (supercritique dans le cas contraire). L’effondrement peut se produire par diffusion ambipolaire. Temps long permet potentiellement de freiner la formation des étoiles.

18 Pour M/  < 0.1 M/  crit Temps d’effondrement l’étoile se forme après 15 temps de chute libre. Pour M/  = M/  crit  l’étoile se forme après 3 temps de chute libre. M/  au centre en fonction du temps : M/  demeure inférieur à 2 durant l’effondrement Basu & Mouschovias 95 Très souscritique Critique Très souscritique Critique masse/flux Densité Temps Densité

19 Conséquences pour les nuages fortement magnétisés : -(M/  ) / (M/  ) crit < 2 Faible support magnétique le long des lignes de champ mais forte influence perpendiculairement aux lignes -nuages applatis -le champ magnétique est perpendiculaire au petit axe des nuages Basu & Mouschovias 95

20 Support turbulent (Von Weizsäcker 43, 51, Bonazzola et al. 87, 92, Padoan & Nordlund 99, MacLow 99, Klessen & Burkert 00, Stone et al. 98, Bate et al. 02, MacLow&Klessen 04) Turbulence dans les nuages moléculaires (M=5-10) Si les fluctuations turbulentes sont à petites échelles par rapport à la longueur de Jeans: De plus la turbulence génère des fluctuations de densité Données par les relations de Rankine-Hugoniot La longueur de Jeans est donnée par : (notez que ceci suppose que la fluctuation de densité est comparable à la longueur de Jeans ce qui contredit la première hypothèse….) M J augmente avec la vitesse RMS => Support turbulent -> Confirmé par les simulations numériques…..mais

21 Klessen & Burkert 01 Maclow & Klessen 04 Un problème majeur : la turbulence se dissipe en un temps de traversée => sans injection d’énergie la turbulence se dissipe trop vite pour retarder significativement l’effondrement, même en présence d’un champ magnétique (non souscritique). => Nécessité d’injecter de l’énergie continuellement 10 pc

22 Simulation 2d : nuage souscritique et turbulent La turbulence accélère la diffusion ambipolaire en créant des gradients de champ magnétique. L’effondrement demeure un processus long peut-être compatible avec les observations. Li & Nakamura 2004

23 Influence de la rotation sur l’effondrement Conservation du moment, Si le rayon du nuage, R diminue, augmente :  Barrière centrifuge, formation d’un disque. Echelle de la barrière centrifuge : 0.001 pc-100 AU La rotation stoppe l’effondrement. Le transport du moment cinétique est donc un élément déterminant pour la formation des étoiles.

24 Freinage magnétique: (Gillis et al. 74,79, Mouschovias & Paleologou 79,80, Basu & Mouschovias 95) Les mouvements de rotation génèrent des ondes d’Alfvén de torsion qui transportent le moment cinétique Temps caractéristique : OA doit s’être propag é e suffisamment loin pour que le milieu extérieur ait reçu une fraction significative du moment cinétique du nuage Champ magnétique parallèle à l’axe de rotation: Champ magnétique orthogonal à l’axe de rotation: Puisque  n /  env >> 1, le freinage est plus important perpendiculairement au champ nuage  B  B

25 RAMSES : Code AMR-schéma Godunov Teyssier 02 A&A Teyssier, Fromang Dormy 06 in press Fromang, Hennebelle, Teyssier 06 in prep Cas hydrodynamique Plan XY Cas MHD Plan XY 0.01 pc

26 Cas hydrodynamique Plan XZ Cas MHD Plan XZ 0.01 pc

27 Conclusion Le rôle du champ magnétique dans la formation des étoiles est certainement important mais reste à préciser. Plusieurs prédictions sont observationnellement testables. Les premiers tests pourraient indiquer un scénario « mixte ». La MHD idéale avec diffusion ambipolaire est-elle une description suffisante ? Effet de propagation des ions ?