Global models of accretion disc around compact objects
Modèles globaux des disques d'accrétion autour d'objets compacts
Résumé
Dwarf Novæ are eruptive binary systems comprised of a Roche-lobe overflowing solar-type star and an accreting white dwarf. Their recurrence time can be explained by a low-accreting phase called quiescence, during which the angular momentum transport parameter is inferred to be α ≈ 10-2 by the Disc Instability Model (DIM) to reproduce observations. However, during this phase, the accretion disc is too cold, and too little ionised for the usual accretion driving mechanism, the Magneto-rotational Instability, to sustain turbulence and drive accretion.In this work, I explore two candidate mechanisms to explain the observed accretion during the quiescence phase, with the GPU-accelerated Idefix code. First, I study the accretion driven by spiral shock excited by the tidal potential. I show that the linear perturbative theory fails to predict the spirals wave behaviour in this cold regime. I then show that spiral shocks only achieve angular momentum transport an order of magnitude too low, at best, because these discs are so cold and thin (H/R ≈10-3) during quiescence.In a second part, I explore the possibility that an MHD wind arises and increases the angular momentum transport in low magnetic Reynolds number (Rm ≈ 100) regime. I quantify the efficiency of the arising MHD wind and compare the modelled transport parameter values to values inferred from observations by the DIM. I show that accretion is strongly enhanced by the presence of a magnetic wind, that launches even from a highly resistive disc. In magnetised simulations, a strong disc tilt develops. I examine different scenarii to understand the growth of this tilt.
Les Novæ naines sont un type de système binaire éruptifs. Ils sont composés d’une étoile de type solaire qui déborde de son lobe de Roche ainsi que d’une naine blanche accrétante. Leur temps de récurrence est expliqué par une phase de faible accrétion appelée quiescence. Durant cette phase, la valeur du paramètre de transport de moment cinétique est estimée à α ≈ 10-2 par le Modèle d’Instabilité du Disque (DIM) pour reproduire les observations. Cependant, pendant cette phase, le disque est trop froid et trop peu ionisé pour que le mécanisme d’accrétion usuel, l’Instabilité Magnéto-rotationelle, entretienne la turbulence et donc l’accrétion.Ici, j’explore deux mécanismes qui pourraient expliquer l’accrétion durant la phase de quiescence avec le code GPU Idéfix. Dans un premier temps, j’étudie l’accrétion générée par les chocs spiraux excités par le potentiel de marée. Je montre que la théorie linéaire n’est plus valide et ne prédit pas le régime de spirales dans ce régime de disque froid. Je montre ensuite que ces chocs ne permettent pas un transport de moment cinétique suffisant, un ordre de grandeur trop faible, au mieux, parce que ces disques sont très froids et fins (H/R ≈10-3) en quiescence.Dans un second temps, j’explore la possibilité qu’un vent MHD se lance et augmente le transport de moment cinétique dans un régime à faible nombre de Reynolds magnétique (Rm ≈ 100). Je quantifie l’efficacité du vent magnétique lancé et compare la valeur du paramètre de transport de moment cinétique avec les valeurs du DIM déduites des observations. Je montre que l’accrétion est fortement augmentée par ce vent magnétique lancé depuis un disque très résistif. Dans les simulations magnétisées, j’observe que les disques développent une inclinaison. J’examine plusieurs scenarii pour comprendre la croissance de cette inclinaison.
Domaines
Autre| Origine | Version validée par le jury (STAR) |
|---|