Magnetohydrodynamic simulations of the interaction between a magnetized young star and its accretion disc.
Simulations Magnétohydrodynamiques de l'interaction entre une étoile jeune magnétisée et son disque d'accrétion
Résumé
Observation of slow rotators in star forming regions is still puzzling, since efficient extraction of angular momentum is needed due to accretion onto these stars still in contraction. The interaction of the stellar magnetic field with the disc is thus a possible explanation for this issue. After having discussed the constraints from observations and theory, I model it with a dipolar magnetic field and a disc including dissipative effects. Then, I carry out simulations with the VAC code.
The first goal of this thesis is to re-examine the conditions required to deviate an accretion flow from a disc to an accretion column onto a slow rotating star. A new analytical and predictive criterion on the truncation of discs by the stellar field is derived stressing the importance of the disc thermal pressure. The physics of accretion columns is explained in detail. I confirm the numerical results of Romanova et al. (2002, ApJ, 578) and find accretion funnels for a weak field (140G) and low accretion rate (10^{-9} Msun yr^{-1}). I found no evidence of disc driven or X-winds, and the star is spun up by its interaction with the disc in this slow rotation range.
The second goal is to test the robustness of magnetospheric accretion by varying the stellar magnetic field and rotation rate, and the amount of disc dissipation. Accretion columns are always present with oscillations in presence of viscosity. The stellar accretion rate diminishes when the magnetic field strength or rotation rate increases, which reduces the angular momentum brought onto the star. However, a disc-locking state is not found. Stellar winds can be a solution to brake it as it is already seen in my simulations.
The first goal of this thesis is to re-examine the conditions required to deviate an accretion flow from a disc to an accretion column onto a slow rotating star. A new analytical and predictive criterion on the truncation of discs by the stellar field is derived stressing the importance of the disc thermal pressure. The physics of accretion columns is explained in detail. I confirm the numerical results of Romanova et al. (2002, ApJ, 578) and find accretion funnels for a weak field (140G) and low accretion rate (10^{-9} Msun yr^{-1}). I found no evidence of disc driven or X-winds, and the star is spun up by its interaction with the disc in this slow rotation range.
The second goal is to test the robustness of magnetospheric accretion by varying the stellar magnetic field and rotation rate, and the amount of disc dissipation. Accretion columns are always present with oscillations in presence of viscosity. The stellar accretion rate diminishes when the magnetic field strength or rotation rate increases, which reduces the angular momentum brought onto the star. However, a disc-locking state is not found. Stellar winds can be a solution to brake it as it is already seen in my simulations.
L'observation de rotateurs lents dans les régions de formation d'étoiles reste une énigme car il faut une évacuation efficace du moment cinétique due à l'accrétion sur ces étoiles, qui sont de plus en contraction. L'interaction de leur champ magnétique avec un disque est alors une solution possible à ce problème. Après avoir fait le bilan des contraintes observationnelles et théoriques, on la modélise avec un champ magnétique dipolaire et un disque incluant les effets dissipatifs. On effectue alors des simulations numériques avec le code VAC.
Le premier objectif de cette thèse est de ré-examiner les conditions nécessaires pour détourner l'écoulement du disque dans une colonne d'accrétion. Un nouveau critère analytique et prédictif est obtenu pour trouver la position de troncation du disque par la magnétosphère et on montre l'importance du gradient de pression thermique dans le disque. La physique des colonnes d'accrétion est expliquée en détail. On confirme les résultats numériques de Romanova et al. (2002, ApJ, 578) pour un champ magnétique faible (140G) et de faible taux d'accrétion (10^{-9} Msol par an). On ne trouve pas de vent de disque ou de vent X, et l'étoile est accélérée par l'interaction avec son disque dans le cas où on a un rotateur lent.
Le deuxième but est de tester la robustesse de l'accrétion magnétosphérique en variant le champ magnétique et la vitesse de rotation de l'étoile ainsi que l'importance des effets dissipatifs. Les colonnes d'accrétion sont toujours présentes avec des oscillations en présence de viscosité. Le taux d'accrétion sur l'étoile diminue quand son champ magnétique ou sa vitesse de rotation augmente, ce qui réduit l'apport de moment cinétique à sa surface. Pourtant, on ne trouve pas un état où la rotation de l'étoile est fixée à une faible valeur par la présence du disque. Un vent stellaire est une autre façon de la freiner comme on le voit dans nos simulations.
Le premier objectif de cette thèse est de ré-examiner les conditions nécessaires pour détourner l'écoulement du disque dans une colonne d'accrétion. Un nouveau critère analytique et prédictif est obtenu pour trouver la position de troncation du disque par la magnétosphère et on montre l'importance du gradient de pression thermique dans le disque. La physique des colonnes d'accrétion est expliquée en détail. On confirme les résultats numériques de Romanova et al. (2002, ApJ, 578) pour un champ magnétique faible (140G) et de faible taux d'accrétion (10^{-9} Msol par an). On ne trouve pas de vent de disque ou de vent X, et l'étoile est accélérée par l'interaction avec son disque dans le cas où on a un rotateur lent.
Le deuxième but est de tester la robustesse de l'accrétion magnétosphérique en variant le champ magnétique et la vitesse de rotation de l'étoile ainsi que l'importance des effets dissipatifs. Les colonnes d'accrétion sont toujours présentes avec des oscillations en présence de viscosité. Le taux d'accrétion sur l'étoile diminue quand son champ magnétique ou sa vitesse de rotation augmente, ce qui réduit l'apport de moment cinétique à sa surface. Pourtant, on ne trouve pas un état où la rotation de l'étoile est fixée à une faible valeur par la présence du disque. Un vent stellaire est une autre façon de la freiner comme on le voit dans nos simulations.