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Instabilités, transport et turbulence dans les disques d’accrétion et les jets

Motivations

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Jet d’étoile jeune émis par HH30.
Credits : Alan Watson (Universidad Nacional Autonoma de Mexico, Mexico), Karl Stapelfeldt (NASA Jet Propulsion Laboratory), John Krist (STScI), and Chris Burrows (ESA/STScI)

Les phénomènes d’accrétion et d’éjection autour des étoiles jeunes ou des objets compacts sont associés à une forte dissipation d’énergie et donc un chauffage du gaz. Cette dissipation d’énergie est très probablement due à la nature turbulente de l’écoulement, la turbulence augmentant très fortement le frottement visqueux et donc l’efficacité du chauffage. De plus, la turbulence et les instabilités de l’écoulement engendrent naturellement une variabilité qui peut ensuite être observée et contrainte (par exemple dans les jets astrophysiques).

Objectifs

Les objectifs de cette activité de recherche peuvent être résumer en trois grands axes :

  • Comprendre l’origine de la turbulence dans les disques d’accrétion.
  • Expliquer et modéliser les phénomènes de transport qui lui sont associés (transport de moment cinétique, transport de champ magnétique).
  • Etudier les liens existant entre les turbulence des disques et la formation de jets astrophysiques (conditions de formation d’un vent de disque, variabilité temporelle).

Méthodes

Pour étudier ces phénomènes, nous utilisons des méthodes numériques adaptées à la résolution des équations de la magnétohydrodynamique (MHD) compressible. En pratique deux types de codes sont utilisés :

  • Les codes spectraux faiblement compressibles (par exemple Snoopy). Ils permettent une excellente résolutions des petites échelles de la turbulence. Ce type de code permet d’étudier finement les transferts non linéaires ainsi que les structures non linéaires associées à la turbulence MHD des disques
  • Les codes Godunov, particulierement adaptés au traitement des chocs dans l’écoulement (par exemple Pluto). Ce type de code permet de traiter les problèmes de manière plus global, en prenant en compte beaucoup plus finement la structure du disque et/ou celle du jet.

L’utilisation de ces méthodes numériques nécessite naturellement l’utilisation de gros moyen de calcul. Aussi, nous avons accès, aux ressources de calcul de l’OSUG avec notamment un cluster de 512 coeurs (R2D2). Par ailleurs, nous faisons régulièrement des demandes en temps de calcul (de l’ordre de 500 000 heures) sur les centres de calcul du CNRS.

Acteurs

Cette thématique est portée par Geoffroy Lesur et Pierre-Yves Longaretti

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Exemple de simulation spectrale de convection turbulente dans un disque d’accrétion. Crédit G Lesur.


Sous la tutelle de:

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CNRS Université Grenoble Alpes