. .. Mri-non-idéale-en-quiesence, , p.120

. .. Méthodes,

, Simulations avec flux net

S. .. Courbes-en,

E. .. Hall, , p.129

. .. Discussion, , p.133

, Dans un tel régime, la MHD idéale devient une mauvaise approximation. Le plasma est peu ionisé et le champ magnétique essentiellement découplé de la matière. Il faut donc ajouter des termes non idéaux, permettant de prendre en compte ce faible niveau d'ionisation. J'ai choisi de me concentrer uniquement sur le terme non-idéal de diffusion ohmique, MRI non-idéale en quiesence Jusque là, j'ai présenté les résultats de simulations de MHD idéale qui avaient pour but de caractériser l'état d'équilibre thermique du disque et les propriétés du transport de moment cinétique locales dans l'état éruptif et dans l'état quiescent des novae naines

, L'idée que la résistivité puisse jouer un rôle dans l'état quiescent des novae naines remonte à Gammie et Menou, 1998.

. .. Modèle-disque-vent,

. .. Disques-instables, 3.2 Conditions pour la stabilité du disque, p.147

. .. Discussion, 148 7.4.1 Signature des régions dominées par le vent

, Ce modèle permet d'obtenir l'évolution temporelle globale du disque et finalement de calculer des courbes de lumière à comparer aux observations. L'ajout du couple dû au vent dans le modèle d'instabilité de disque et l'exploration de l'espace des paramètres ont été effectués par Guillaume Dubus. Pour cette section, j'ai participé à l'interprétation des données et à la rédaction de l'article, Je vais présenter dans cette section les résultats provenant d'un modèle d'instabilité de disque auquel nous avons rajouté le couple dû au vent, 2019.

. Modèle-disque-vent-nous-avons-modifié-le-modèle-d'instabilité-de-disque-de-hameury, Comme dans le DIM classique, ce code résout les équations présentées dans §2.4 où le transport de moment cinétique turbulent et le chauffage sont calculés à partir d'une paramétrisation ?. Le code résout des 7.4.3 Impact sur les prédictions du DIM En principe, le couple dû au vent peut stabiliser le disque partout dans l'espace (R d ,? externe ) (voir Figure 7.6), contredisant les prédictions standards du DIM quant à la stabilité d'un système. Il semblerait que cet effet soit rare, sinon Dubus et al. (2018) n'auraient pas trouvé un si bon accord entre les prédictions du DIM standard et la distribution des systèmes dans le plan (R d ,? externe ). Cependant, il se peut aussi que cela vienne d'un biais observationnel défavorisant les objets stables de plus faible luminosité, 1998.

, En particulier, les éruptions de novae naines fournissent de fortes contraintes sur les échelles de temps d'accrétion et donc sur les mécanismes de transport de moment cinétique sous-jacents. Notre ignorance de ces mécanismes a rapidement mené à l'introduction par Shakura et Sunyaev (1973) du paramètre ?. Ce paramètre sans dimension quantifie l'efficacité du transport de moment cinétique turbulent et le chauffage thermique en découlant. Des mesures de ? à partir du temps de récurrence des éruptions (Cannizzo et al. 1988, Cannizzo et al. 2012b) et du temps de durée de l'éruption (Smak 1999, Kotko et Lasota 2012) donnent ? ? 0, 02 ? 0, 04 en quiescence contre ? ? 0, 1 ? 0, 2 en éruption. Ces résultats sont confirmés par des simulations utilisant le modèle d'instabilité de disque (DIM) où il n'est possible de reproduire les caractéristiques principales des éruptions qu'en utilisant des ? différents dans l'état éruptif et dans l'état quiescent (Mineshige et Osaki, Conclusions Les variables cataclysmiques permettent, depuis presque 50 ans maintenant, de tester la théorie de l'accrétion, 1983.

. Scepi, 3D, avec transfert radiatif dans l'approximation dite de la boîte cisaillée afin d'étudier les propriétés du transport de moment cinétique turbulent, découlant de l'instabilité magnéto-rotationnelle, Pour cela, j'ai effectué des simulations locales MHD, 2014.

. Dans-une-deuxième-partie-;-voir-§5 and . Scepi, Cet argument est basé sur la relation directe entre le taux d'accrétion et la température effective dans un disque purement visqueux. Cette relation ne tient plus dans le cas où un vent MHD participe à l'accrétion (voir §5.7). En particulier, le taux d'accrétion déduit de l'émission en optique ne donne que la partie du taux d'accrétion liée à la turbulence, avec succès, les systèmes stables comme les « novae -likes » des systèmes instables comme les novae naines, 1981.

, Nous voyons bien que le champ magnétique est l'élément clé de notre modèle

. Dans-szkody, Des mesures de polarisation circulaire, associée à la présence de champ magnétique dans les CVs, ont été effectuées sans succès (voir référence à communications privées avec Tapia et Krzeminsiki, Pourtant, il n'existe pas de mesures du champ magnétique dans les disques de novae naines, 1978.

, Les mesures de champ magnétique dans des naines blanches isolées donnent une valeur du champ B z à la surface de la naine blanche allant de ? 10 3 G à

G. Ferrario, Nous savons que les novae naines ont des champs magnétiques 10 6 G sans quoi leur disque d'accrétion est tronqué par la pression magnétique et appartiennent donc à la catégorie des polaires ou des polaires intermédiaires. Le champ magnétique au bord interne du disque d'une novae naines est donc très, 2015.

. Donati, FU Orionis a une magnitude dans le visible comparable à celle de SS Cyg en éruption et un champ magnétique dans le disque du même ordre de grandeur que ce que l'on peut attendre pour une novae naines. Cependant, l'information sur la polarisation circulaire dans Donati et al. (2005) a été obtenu en utilisant simultanément 4 700 raies. Une telle abondance de raies d'absorption n'est pas présente en éruption où les raies d'absorption sont principalement celles de l'hydrogène, 2005.

, Cependant, la magnitude du disque est plus faible, et l'émission du point chaud, du disque et de la composante stellaire à des périodes orbitales différentes complique les mesures. Une étude plus approfondie de la faisabilité de cette mesure reste à faire

. Enfin, instabilité de disque s'étend bien au-delà des novae naines et je compte appliquer ce modèle à d'autres objets. Les binaires X de faible masse sont des binaires compactes composées d'un compagnon de type solaire et d'un trou noir de masse stellaire, Ces objets présentent de nombreuses propriétés physiques communes avec les novae naines et l'on peut s'attendre à ce que les mécanismes d'accrétion soient relativement semblables entre les deux

M. , Puisque la transition entre les deux types de solutions dépend de la magnétisation, il est central d'avoir un modèle d'évolution cohérent du champ magnétique. D'ailleurs, dans les novae naines le champ magnétique pourrait être fourni par la naine blanche, mais ce n'est pas le cas dans les binaires X où l'objet central est un trou noir. La valeur du champ magnétique dépend donc entièrement des mécanismes de transport du champ au sein du disque. Notons tout de même que notre modèle d'instabilité de disque ne peut s'appliquer en l'état aux binaires X, Les binaires X présentent un double cycle d'hystérésis : un cycle spectral et un cycle dynamique. Elles oscillent entre un état « dur » (où les rayons X émis ont des énergies 10 keV) où l'on observe la présence de jets, et un état « mou » (où les rayons X ont des énergies situées plutôt entre 0, 1 et 10 keV) où aucun jet n'est observé, 2001.

. De-plus and . Semblent-présenter-une-perte-de-masse-importante-dans-le-vent-;-ponti, et notre modèle devra inclure cette perte de masse, contrairement à ce que nous avons supposé dans les novae naines. D'ailleurs, il n'est pas clair que ces vents soient des vents MHD. Des vents thermiques chauffés par les rayons X venant des parties internes ou une combinaison de ces deux mécanismes pourraient être à l'origine des vents dans les binaires, Higginbottom et Proga, 2006.

. Tetarenko, Cependant, les solutions dominées par le couple dû au vent que j'ai présenté dans §7 permettraient d'expliquer les valeurs de ? 1, déduites des courbes de lumière de binaires X, 2000.

L. Solutions and . Dans-scepi, J'ai calculé le rayon r µ au delà duquel l'accrétion dû au couple du vent domine (voir §7.2.2) avec une configuration dipolaire et des paramètres physiques cohérents avec un disque de transition. J'ai trouvé que la cavité devrait s'étendre jusqu'à ? 1 AU, ) pourraient également être à l'origine des structures observées dans les disques de transition. Cette classe de disque protoplanétaire possède une cavité dans les régions internes où la densité effectue un saut en densité de plusieurs ordres de grandeur, 2008.

, Pour finir, nous voyons que la prise en compte de vents MHD est cruciale dans le problème de l'accrétion. Ces vents sont dus à la présence d'un champ magnétique grande échelle qui est cisaillé par le disque. Ce cisaillement des lignes de champ créé un gradient vertical de champ toroïdal dans le disque qui accélère la matière hors du disque sous la forme d'un vent. Le vent MHD freine également le disque, à cause de la tension des lignes de champ magnétique grande échelle et participe de manière importante au bilan de moment cinétique et donc à l'accrétion. Ces vents MHD ont un lien très étroit avec l'instabilité magnéto-rotationnelle. L'étude du transport de moment cinétique turbulent a longtemps occulté l'importance des vents MHD dans le problème de l'accrétion. Il est maintenant temps pour la communauté théorique mais aussi observationnelle, de reconsidérer l'importance de la turbulence au profit des vents MHD. Ceux-ci sont inévitables en présence d'un champ magnétique grande échelle et pourraient, Cependant, la configuration magnétique n'est probablement pas dipolaire dans le disque et une dépendance plus faible en fonction du rayon pourrait produire des cavités s'étendant jusqu'à ? 100 AU. Pour cela, nous devons continuer à raffiner le modèle présenté dans Scepi et, 2019.

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