PROTOPLANETARY DISK EVOLUTION
EVOLUTION DES DISQUES D'ACCRETION PROTOPLANETAIRES
Résumé
One of the most active fields of research in accretion disk theory is understanding the mechanisms that transport angular momentum outward. Two instabilities are thought to be responsible for it in massive, magnetized disks: the magnetorotational instability (MRI) caused by the presence of a weak magnetic field, and gravitational instabilities.
This PhD thesis is a study of the evolution of such disks. Global magnetohydrodynamical (MHD) simulations are performed, including a self-consistent calculation of the gravitational potential.
In the first section, we restrict the calculations to axisymmetry. By eliminating
from consideration the most unstable gravitational modes, these simulations
primarily highlight the behaviour of the MRI, with self--gravity serving to
modify the disk angular rotation profile.
The second section is fully three--dimensional. These simulations show that both
instabilities strongly interact with each other: MHD turbulence excites new modes
that interfere with the primary unstable gravitational mode already seen in
hydrodynamic simulations. As a result the accretion rate toward the central object
acquires a well--defined periodicity. In isothermal simulations, we find that
turbulence prevents the fragmentation of the disk and the formation of planets.
Finally, the last section describes 2D simulations studying the migration of an earth
type planet in a magnetized disk. The field is chosen to be toroidal, which in 2D is
MRI--stable. In agreement with recent analytical results, the presence of two magnetic resonances on either side of the planet orbit is demonstrated. These resonances modify the torque exerted on the planet by the disk. When the field strength decreases fast enough with radius, the results show that the planet migrates outward. This is a possible mechanism to halt type I migration in protoplanetary disks.
This PhD thesis is a study of the evolution of such disks. Global magnetohydrodynamical (MHD) simulations are performed, including a self-consistent calculation of the gravitational potential.
In the first section, we restrict the calculations to axisymmetry. By eliminating
from consideration the most unstable gravitational modes, these simulations
primarily highlight the behaviour of the MRI, with self--gravity serving to
modify the disk angular rotation profile.
The second section is fully three--dimensional. These simulations show that both
instabilities strongly interact with each other: MHD turbulence excites new modes
that interfere with the primary unstable gravitational mode already seen in
hydrodynamic simulations. As a result the accretion rate toward the central object
acquires a well--defined periodicity. In isothermal simulations, we find that
turbulence prevents the fragmentation of the disk and the formation of planets.
Finally, the last section describes 2D simulations studying the migration of an earth
type planet in a magnetized disk. The field is chosen to be toroidal, which in 2D is
MRI--stable. In agreement with recent analytical results, the presence of two magnetic resonances on either side of the planet orbit is demonstrated. These resonances modify the torque exerted on the planet by the disk. When the field strength decreases fast enough with radius, the results show that the planet migrates outward. This is a possible mechanism to halt type I migration in protoplanetary disks.
L'un des domaines de recherche les plus actifs concernant la physique des disques d'accrétion est la compréhension des mécanismes à l'origine du transport de moment cinétique. Deux instabilités sont susceptibles d'en être responsables dans les disques massifs et magnétisés: l'instabilité magnéto--rotationnelle (MRI), due à la présence du champ magnétique, et l'instabilité gravitationnelle lorsque la masse du disque est suffisante.
Cette thèse étudie l'évolution de ces disques d'accrétion grâce à des simulations numériques magnétohydrodynamiques (MHD) globales en tenant compte du potentiel gravitationnel créé par le disque lui--même.
Dans la première partie, des simulations bidimensionnelles à symétrie cylindrique
permettent de se concentrer sur les propriétés de l'instabilité MRI dans ce type de
disque: en accord avec les résultats obtenus dans les simulations de disques de faible masse, elle croît linéairement puis conduit à la turbulence MHD. La masse importante du disque modifie le profil radial de rotation dans ses parties externes.
Les simulations tridimensionnelles réalisées dans la deuxième partie montrent que
la turbulence MHD et l'instabilité gravitationnelle interfèrent fortement:
l'interaction non--linéaire entre les modes gravitationnellement instables et ceux
excités par la turbulence entraîne une modulation périodique du taux \dac sur l'objet
central. De plus, la turbulence inhibe la formation de planètes par instabilité
gravitationnelle lorsque l'équation d'état est isotherme.
Enfin, dans la troisième partie, des simulations numériques 2D sont effectuées
pour étudier la migration des planètes de masse terrestre dans un disque magnétisé. Elles confirment l'existence, prédite par une étude récente, de deux résonances magnétiques de part et d'autre de l'orbite de la planète. Leur présence modifie le couple exercé par le disque sur la planète. Le sens de migration de la planète s'inverse lorsque le champ magnétique décroît suffisamment rapidement avec le rayon.
Cette thèse étudie l'évolution de ces disques d'accrétion grâce à des simulations numériques magnétohydrodynamiques (MHD) globales en tenant compte du potentiel gravitationnel créé par le disque lui--même.
Dans la première partie, des simulations bidimensionnelles à symétrie cylindrique
permettent de se concentrer sur les propriétés de l'instabilité MRI dans ce type de
disque: en accord avec les résultats obtenus dans les simulations de disques de faible masse, elle croît linéairement puis conduit à la turbulence MHD. La masse importante du disque modifie le profil radial de rotation dans ses parties externes.
Les simulations tridimensionnelles réalisées dans la deuxième partie montrent que
la turbulence MHD et l'instabilité gravitationnelle interfèrent fortement:
l'interaction non--linéaire entre les modes gravitationnellement instables et ceux
excités par la turbulence entraîne une modulation périodique du taux \dac sur l'objet
central. De plus, la turbulence inhibe la formation de planètes par instabilité
gravitationnelle lorsque l'équation d'état est isotherme.
Enfin, dans la troisième partie, des simulations numériques 2D sont effectuées
pour étudier la migration des planètes de masse terrestre dans un disque magnétisé. Elles confirment l'existence, prédite par une étude récente, de deux résonances magnétiques de part et d'autre de l'orbite de la planète. Leur présence modifie le couple exercé par le disque sur la planète. Le sens de migration de la planète s'inverse lorsque le champ magnétique décroît suffisamment rapidement avec le rayon.