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I. Pr é sentation de l’AEI II. Premier pas vers un spectre synth étique

Etude numérique des disques d’accrétion: modulation du flux X par l’Instabilité d’Accrétion – Ejection effectu é avec M. Tagger, M. Muno. I. Pr é sentation de l’AEI II. Premier pas vers un spectre synth étique III. Seconde é tape en cours IV. Vers le 3D.

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I. Pr é sentation de l’AEI II. Premier pas vers un spectre synth étique

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  1. Etude numérique des disques d’accrétion: modulation du flux Xpar l’Instabilité d’Accrétion – Ejectioneffectué avec M. Tagger, M. Muno I.Présentation de l’AEI II.Premier pas vers un spectre synthétique III.Seconde étape en cours IV.Vers le 3D...

  2. 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

  3. AEI et les Observables propriétés de la spirale: le plus souvent le mode m=1(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 l’énergie et le moment angulaire du tourbillon sont transférés sous forme d ’onde d ’Alfvenvers 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

  4. le code MHD-2D la perturbation est presque constante dans l ’épaisseur du disquesimulationMHD-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

  5. de l ’AEI aux QPOs Le choc spiraldans 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

  6. Modulation venant de l’AEI Quelques résultats sur la modulation venant de la simulation MHD 2D + équilibre hydrostatique (pas d’effet relativiste) Amplitude du QPO en fonction de l’inclinaison du système Amplitude du QPO en fonction du temps.  l’amplitude rms est trop faible pour expliquer les observations

  7. un nouveau code MHD-2D + épaisseur  l’approximation d’équilibre hydrostatique utilisée pour calculer l’épaisseur n’est pas très adaptée pour l’étude 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 l’équation d’énergie auquel on rajoute deux équations concernant l’épaisseur du disque et la vitesse vz (Stehle & Spruit 2000) plus précis que la simulationMHD-2D  travail en cours, le but est d’obtenir une meilleure approximation de l’épaisseur du disque et donc de l’amplitude de la modulation créée.

  8. 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 cohérenteà 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 l’énergie d’accrétion n’est pas déposée localement(pas de chauffage du disque) décalage temporel changeant parfois de signe, sous-harmoniques possibilité d’effets géométriques venant du jet, travail en cours

  9. Vers un nouveau code MHD 3D AMReffectué avec l’équipe 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 s’intéresser à l’évolution 3D AMR : afin d’obtenir une meilleure résolution sans surcôut numérique Comment? méthode méthode de type Godunov / solveur de Riemann (“projection sur les ondes”) et parallelisation par MPI

  10. BEARCLAW: l’équipeBoundaryEmbeddedAdaptiveRefinementConservationLAW package la partie «numérique » de BEARCLAW est développée àl’université de Caroline du nord et la partie« Astrophysique »àl’universitéde Rochester. En ce momentpermanents : 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 l’utilisation d’un solveur de Riemann MHD non encore publié) En cours depuis 5 ans du côté mathématique (structure générale, AMR, parallélisation), 2 ans pour l’hydro, 7 mois pour la MHD et transfert radiatif en prévision pour l’année à venir.

  11. BEARCLAW est un code permettant de résoudre des équations différentielles partielles dépendantes du temps fondé sur l’utilisation de solvers de Riemann/méthode de Godunov. Les principales caractéristiques de ce code inclues: le maillage adaptatif un estimateur d’erreur a posteriori ne nécessitant pas le calcul de la grille la plus large exécution parallèle (OPEN MP et MPI)  capacité d’avoir 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 BEARCLAW: le codeBoundary EmbeddedAdaptiveRefinementConservationLAWpackage

  12. BEARCLAW: test 1D MHDBoundaryEmbedded Adaptive RefinementConservationLAWpackage Je m’occupe de l’implémentation de la MHD dans la structure existante. J’ai implémenté un solveur de Riemann (2002) et commencéles tests. les tests 1D ont démontré l’habilité 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

  13. Conclusion L’AEI est capable de reproduire plusieurs caractéristiques des QPO et se trouve donc être un bon candidat pour leur explication. De plus l’utilisation du code MHD 2D+ permettra, rapidement, d’avoir une meilleure approximation de la modulation créée par l’AEI. A plus long terme le code MHD 3D AMR «ASTRO-BEAR», lui, permettra de tester les differents modèles dans une simulation plus réaliste.

  14. BEARCLAW est un code permettant de résoudre des équations différentielles partielles dépendantes du temps fondé sur l’utilisation de solvers de Riemann/méthode de Godunov. Les principales caractéristiques de ce code inclues: le maillage adaptatif un estimateur d’erreur a posteriori ne nécessitant pas le calcul de la grille la plus large exécution parallèle (OPEN MP et MPI)  capacité d’avoir 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 BEARCLAW: le codeBoundary EmbeddedAdaptiveRefinementConservationLAWpackage

  15. Instabilité d’Accrétion-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 angulairedu tourbillon émis sous forme d’onde d’Alfven vers la couronne.

  16. 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 cohérenteà 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 l’énergie d’accrétion n’est pas déposée localement(pas de chauffage du disque) décalage temporel changeant parfois de signe, sous-harmoniques possibilité d’effets géométriques venant du jet, travail en cours

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