Disque d'accrétion

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Une vue d'artiste d'un système stellaire binaire composé d'une étoile de la séquence principale et d'un trou noir. Le disque d'accrétion et les jets de radiations électromagnétiques sont représentés en bleu.

Un disque d'accrétion est une structure astrophysique formée par de la matière en orbite autour d'un objet céleste central. Ce corps central est typiquement une jeune étoile, une proto-étoile, une naine blanche, une étoile à neutrons ou un trou noir. La forme de la structure est engendrée par l'action de la force gravitationnelle, attirant le matériel vers le corps central, les différentes vitesses initiales des particules, qui entraînent le matériel en forme de disque, et la dissipation d'énergie en son sein par viscosité, entraînant le matériel en spirale vers l'organe central.

La dissipation d'énergie entraîne diverses formes d'émissions de radiation électromagnétique. La gamme de fréquences de cette dernière dépend de l'objet central. Les disques d'accrétions de jeunes étoiles et de proto-étoiles rayonnent dans l'infrarouge alors que ceux des étoiles à neutrons et des trous noirs rayonnent dans les rayons X[réf. souhaitée].

Formation[modifier | modifier le code]

Schéma d'un disque d'accrétion formé autour d'une naine blanche (à droite) dans un système binaire.

L'étude de la formation des disques d'accrétion débute lors des années 1940. Les modèles furent déduits des principes physiques de base[Lesquels ?][1]. Pour correspondre aux observations, ces modèles devaient supposer l'existence d'un mécanisme inconnu pour expliquer la redistribution du moment angulaire. Ainsi, si la matière doit tomber vers l'intérieur, elle doit perdre non seulement de l'énergie gravitationnelle, mais également du moment angulaire. Puisque le moment angulaire total du disque est conservé, la perte de moment angulaire de la masse tombant vers le centre doit être compensée par un gain de moment angulaire de la masse située loin du centre. Autrement dit, le moment angulaire devrait être transporté vers l'extérieur pour que la matière puisse s'accréter.

D'une part, il était clair que des forces visqueuses conduiraient finalement la matière tombant vers le centre à s'échauffer et à rayonner une partie de son énergie gravitationnelle (frottement visqueux). D'autre part, la viscosité à elle seule n'était pas suffisante pour expliquer le transport de moment angulaire vers les parties extérieures du disque. La viscosité renforcée par la turbulence était le mécanisme supposé être responsable d'une telle redistribution de moment angulaire, bien que l'origine de la turbulence elle-même n'ait pas été bien comprise. L'approche phénoménologique conventionnelle possède un paramètre réglable décrivant l'augmentation effective de viscosité produite par les remous turbulents dans le disque[style à revoir][2],[3]. En 1991, avec la redécouverte de l'instabilité magnétorotationelle[Quoi ?], S. A. Balbus et J. F. Hawley établirent qu'un disque d'accrétion faiblement magnétisé autour d'un objet central lourd et compact serait fortement instable, fournissant un mécanisme direct pour la redistribution de moment angulaire[4].

Étoile double[modifier | modifier le code]

Représentation en 2 dimensions des lobes de Roche d'un système binaire. Le point de contact entre les deux lobes correspond à un point de Lagrange.
Article connexe : Étoile double.

Il est également possible d'observer la formation d'un disque d'accrétion dans certains systèmes d'étoiles doubles, notamment dans un système où l'un des compagnons est beaucoup plus massif que l'autre. Ainsi, l'étoile la plus massive (A) devient une géante avant sa compagne moins massive, l'étoile B. Si l'étoile A vient à remplir entièrement son lobe de Roche, il y a peu à peu un transfert de masse de A vers B. Dans ce cas, la matière quitte le lobe de l'étoile A et tombe sur l'étoile B en passant par le point de Lagrange. La matière ne tombera pas directement en ligne droite sur l'étoile B en raison de la rotation du système sur lui-même et de l'inertie de la matière transférée[réf. souhaitée]. Elle adoptera alors plutôt une trajectoire en spirale qui l'amène à former un disque de matière autour de l'étoile B, formant ainsi un disque d'accrétion[5].

Caractéristiques physiques[modifier | modifier le code]

Galaxie NGC 4261. On remarque les jets de radiation électromagnétique (à gauche) ainsi que le disque d'accrétion autour du centre de la galaxie (à droite).

L'un des paramètres principaux du disque est son taux d'accrétion, à savoir la quantité de matière chutant sur l'objet central par unité de temps. Pour mesurer ce taux, l'unité du système international utilisée est le kg/s. La masse solaire par an ou ses dérivés sont également d'emploi fréquent.

La force centripète transforme le nuage en rotation en disque et les forces de marées tendent à synchroniser la rotation du disque avec celle de l'objet central. La friction entre les particules du disque chauffe celui-ci et dissipe le moment orbital, faisant spiraler les particules jusqu'à leur absorption par le corps central.

Lorsqu'un kilogramme d'hydrogène tombe dans un trou noir en suivant une courbe en spirale, 100 grammes sont transformés en énergie rayonnée : soit un rendement énergétique de 10 % pour les disques d'accrétion, à comparer à l'énergie de 0,7 % provenant de la fusion thermonucléaire observée dans les étoiles ordinaires[réf. à confirmer][6].

Les disques d'accrétion les plus énergétiques sont situés autour de noyaux galactiques actifs et de quasars. Ces dernier seraient engendrés par des trous noirs supermassifs situés au centre des galaxies.

Disques protoplanétaires[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Disque protoplanétaire.

Certains disques protoplanétaires se comportent en partie comme des disques d'accrétion, notamment lorsqu'une partie de leur matière tombe sur la protoétoile centrale. Les disques autour des étoiles T Tauri des étoiles de Herbig présentent de tels comportements[réf. nécessaire].

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. (de) C. F. Weizsäcker, « Die Rotation Kosmischer Gasmassen », Z. Naturforsch. 3a,‎ 1948, p. 524–539
  2. (en) N. I. Shakura et R. A. Sunyaev, « Black holes in binary systems. Observational appearance », Astronomy and Astrophysics, vol. 24,‎ 1973, p. 337-355 (résumé, lire en ligne)
  3. D. Lynden-Bell et J. E. Pringle, « The evolution of viscous discs and the origin of the nebular variables », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 168,‎ septembre 1974, p. 603-637 (résumé, lire en ligne)
  4. (en) Steven A. Balbus et John F. Hawley, « A powerful local shear instability in weakly magnetized disks. I - Linear analysis. II - Nonlinear evolution », Astrophysical Journal, Part 1, vol. 376,‎ juillet 1991, p. 214-233 (ISSN 0004-637X, résumé, lire en ligne)
  5. Séguin et Villeneuve 2002, p. 289
  6. Philippe Pajot et Valérie Greffoz, « Trous noirs : ils sont bien les maîtres du cosmos », Sciences et Vie,‎ février 2008, p. 49

Annexes[modifier | modifier le code]

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Articles connexes[modifier | modifier le code]

Bibliographie[modifier | modifier le code]

Document utilisé pour la rédaction de l’article : document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.

  • Document utilisé pour la rédaction de l’articleMarc Séguin et Benoît Villeneuve, Astronomie et astrophysique, Saint-Laurent (Montréal), Éditions du Renouveau Pédagogique,‎ 2002, 2e éd., 618 p.
  • (en) Juhan Frank, Andrew R. King et Derek J. Raine, Accretion Power in Astrophysics, Cambridge University Press,‎ 1985, 283 p. (ISBN 0-521-62053-8)
  • (en) Jim E. Pringle et Martin J. Rees, « Accretion Disc Models for Compact X-Ray Sources », Astronomy and Astrophysics, vol. 21,‎ octobre 1972, p. 1 (résumé)
  • (en) Nikolai I. Shakura et Rashid A. Sunyaev, « Black holes in binary systems - Observational appearance », Astronomy and Astrophysics, vol. 24,‎ 1973, p. 337-355 (résumé)
  • Donald Lynden-Bell et Jim E. Pringle, « The evolution of viscous discs and the origin of the nebular variables », Monthly Notices of the Royal Astronomy Society, vol. 168,‎ septembre 1974, p. 603-637 (résumé)

Liens externes[modifier | modifier le code]