Les jets : des étoiles aux galaxies - ENS-phys

DAREAU Alexandre - GARCIA Sébastien Compte rendu du 16/12/2008
Les jets : des étoiles aux galaxies
Christophe Sauty
Séminaire de la FIP du 16 décembre 2008
Introduction
L’astrophysique est une science où l’aspect observationnel occupe traditionnellement une
place prépondérante. Les connaissances que nous avons des objets astrophysiques sont en effet
le fruit de l’observation de l’univers, avec pour principal vecteur d’information le photon (ob-
servation optique, rayons X...). Il ne faut cependant pas oublier l’importance de la théorie et de
la simulation numérique en astrophysique.
L’objet de ce séminaire est donc d’illustrer ce double aspect théorique et observationnel
de l’astrophysique en traitant du cas des jets de matière. Ces derniers peuvent être observés
dans différentes situations : lors de la formation d’une jeune étoile, au cours de la vie d’une
étoile comme le Soleil ou encore, à plus grande échelle, dans une galaxie accueillant un trou
noir supermassif en son centre. Généralement, ces jets s’accompagnent de la formation d’un
disque d’accrétion. Dans chacun des cas précédents nous tenterons d’esquisser une modélisation
théorique du phénomène, puis nous comparerons nos résultats aux faits observationnels.
1 Le vent solaire
Ce vent se caractérise par l’éjection de matière à la surface du soleil dans des conditions
extrêmes ( la température de la couronne solaire est de l’ordre de 106K !). La vitesse d’éjection
est comprise entre 400km.s−1et 800km.s−1.
Figure 1 – observation aux rayons X du vent solaire
1.1 Modélisation théorique
Pour procéder à une modélisation théorique on utilise plusieurs hypothèses. Tout d’abord on
exprime la conservation de la masse. Puis on utilise les équations de la dynamique des fluides
en prenant compte de la gravitation, ce qui nous donne le set d’équations suivant :
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−→
∇(ρ.−→ v) = 0
ρ.v. dv
dr =−dp dr −ρ.GM r2
p=c2
s.ρ
Comme souvent en astrophysique on ajoute à la théorie un élément phénoménologique, ici
pour modéliser le chauffage de la couronne qui est à l’origine de l’éjection de matière par le
soleil. Il est alors possible de tracer le portrait de phase du vent solaire.
Ce dernier (Figure 2)peut être expliqué par une analogie. En effet l’écoulement du flux
de matière éjectée par le soleil est analogue à un écoulement de gaz dans une tuyère (d’origine
gravitationnelle) (Figure 3). On note A l’étranglement de cette tuyère.
Figure 2 – portrait de phase schématique du vent solaire
Trois cas sont envisageables :
– Si le gaz n’a pas atteint la vitesse du son en A, il ralentit il finit par retourner sur le soleil,
d’où la formation du disque d’accrétion (branche 1)
– Si le gaz a atteint exactement la vitesse du son en A, il continue son accélération et est
éjecté. Il forme alors le jet (branche 2)
– Dans le dernier cas, le gaz a atteint une vitesse supersonique trop tôt (avant A). Cette
solution est instable (branche 3)
On a donc un modèle pour la formation du vent solaire et du disque d’accrétion correspondant.
Figure 3 – schéma d’une tuyère
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1.2 Mesures in situ
La sonde Ulysse, lancée le 6 octobre 1990 par la NASA et l’ESA, nous a fourni des données
observationnelles (Figure 4)relatives à la densité, la pression, la température, la vitesse où
encore au champ magnétique des vents solaires.
Figure 4 – données observationnelles fournies par Ulysse
2 Les jeunes étoiles (étoiles en formation)
On peut aussi observer des jets stellaires lors de la formation d’étoiles de faible masse,
c’est à dire qui occuperont dans la branche principale une place voisine de celle du soleil. Les
jets observés sont de différentes classes, numérotées de 0 à 2. En outre ce type de jet semble
radicalement différent du vent solaire : alors que le soleil n’éjecte que 10−14 fois sa masse par
an, ces étoiles perdent entre 10−5et 10−4masses solaires par an. Il faut alors envisager un
mécanisme différent, la seule source thermique n’étant pas suffisante pour expliquer de telles
pertes de matière.
Figure 5 – jets de classe 2 - observation téléscope optique
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2.1 Formation et accélération des jets
L’origine de ces jets n’est donc plus simplement thermique, mais magnétique. En effet ces
étoiles en formation génèrent un champ magnétique, dont l’axe n’est pas toujours aligné avec
l’axe de rotation de l’étoile (Figure 6). Les particules chargées du plasma constituant l’étoile
ayant tendance à suivre une trajectoire s’enroulant autour du champ magnétique, elles vont être
éjectées. Pour avoir une idée du mécanisme impliqué on peut considérer un anneau enfilé sur
une tige. Si l’on met la tige en rotation l’anneau monte le long de cette dernière, à l’instar du
plasma.
Figure 6 – Expulsion de matière par le champ magnétique de l’étoile en formation
2.2 Collimation du jet
Le flux de matière chargée va ensuite continuer sa trajectoire le long des lignes de champ
magnétique. Comme ces dernières ont une forme de spirale, le flux va se resserrer, à l’image d’un
solénoïde parcouru par un courant électrique. Ceci explique la collimation du jet stellaire.
Figure 7 – Schéma général du jet
2.3 Évolution du jet
Au début de la formation de l’étoile le jet est très puissant (classe 0). Puis ce dernier faiblit
pour devenir un jet de classe 1. Enfin il devient un jet de classe 2, dont nous sommes capables
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de mesurer la vitesse d’éjection et le flux de masse.
Figure 8 – jets de classe 0 - observation VLBA (radiotéléscope)
2.4 Simulations numériques
Fort de notre modèle nous pouvons simuler l’évolution d’un jet stellaire. On considère tout
d’abord un disque d’accrétion seul, au milieu duquel on ajoute une étoile. On fait ensuite pulser
l’étoile avec une période de quelques années. On observe alors la formation de nodules le long
du jet, ce qui est en accord avec l’observation.
(a) sans étoile (b) étoile de faible
masse
(c) étoile de masse plus
importante
Figure 9 – Simulations informatiques
Il est aussi possible de reproduire expérimentalement ces jets en laboratoire en utilisant
des lasers. Ces jets, dont les dimensions sont de l’ordre du millimètre, présentent les mêmes
caractéristiques que les jets stellaires.
Figure 10 – Simulation à l’aide de lasers
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