Etude num

1
Etude numérique des disques daccrétion
modulation du flux Xpar lInstabilité
dAccrétion Ejectioneffectué avec M. Tagger,
M. Muno
I. Présentation de lAEI II. Premier pas
vers un spectre synthétique III. Seconde
étape en cours IV. Vers le 3D...
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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
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AEI et les Observables
? propriétés de la spirale ? le plus
souvent le mode m1 (spirale à un bras) avec ?
0.1 -0.3 ?int (fréquence de rotation au bord
interne du disque). ? fréquence similaire
à celle des oscillations quasi-périodiques des
binaires X
? 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
? faible (terme de freinage magnétique) mais
diverge à la corotation (?-m?0) où se trouve
le tourbillon de Rossby ? calcul
sans WKB efficacité amplifiée
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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
conservation du flux magnétique vertical
continuité
? utilisation du schéma FARGO (Masset 2000)
? pas de temps plus grand ?
exécution plus rapide
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de l AEI aux QPOs
Le choc spiral dans le disque crée un point chaud
et ainsi un épaississement local
(équilibre hydrostatique)
simulations MHD-2D non-linéaires ?
échauffement du disque ? modèle
simplifié pour l épaisseur du disque
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.
prochaine étape courbe de lumière
synthétique du QPO
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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
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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 vz
(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.
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AEI un modèle de QPO
? fréquence entre 1-10 Hertz
? la fréquence de l onde spirale ? 0.1-0.3
?int (fréquence de rotation au bord interne du
disque)
? grande stabilité dans le temps
? structure cohérente à grande échelle comme
dans les galaxies
? amplitude rms pouvant dépasser les 20
? 5 observé dans les simulations 2D, à
suivre...
? corrélation avec le flux mou (disque)
? comparaison avec les observations
? QPO associé avec un état où la loi de puissance
(couronne?) domine
? lénergie daccrétion nest pas déposée
localement (pas de chauffage du disque)
? décalage temporel changeant parfois de signe,
sous-harmoniques
? possibilité deffets géométriques venant du
jet, travail en cours
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Vers un nouveau code MHD 3D AMReffectué 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
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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.
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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 PDEs en base
4 Pour le moment hydro 3D avec refroidissement,
MHD 3D en cours de test
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BEARCLAW test 1D MHDBoundary Embedded Adaptive
Refinement Conservation LAW package
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
les premiers tests 1D ont donné de bons résultats
comme celui ci. évolution de la densité
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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.
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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 PDEs en base
4 Pour le moment hydro 3D avec refroidissement,
MHD 3D en cours de test
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Instabilité dAccrétion-Ejection
? 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.
? 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.
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AEI un modèle de QPO
? fréquence entre 1-10 Hertz
? la fréquence de l onde spirale ? 0.1-0.3
?int (fréquence de rotation au bord interne du
disque)
? grande stabilité dans le temps
? structure cohérente à grande échelle comme
dans les galaxies
? amplitude rms pouvant dépasser les 20
? 5 observé dans les simulations
? corrélation avec le flux mou (disque)
? comparaison avec les observations
? QPO associé avec un état où la loi de puissance
(couronne?) domine
? lénergie daccrétion nest pas déposée
localement (pas de chauffage du disque)
? décalage temporel changeant parfois de signe,
sous-harmoniques
? possibilité deffets géométriques venant du
jet, travail en cours