Les disques d'accrétion

Les mutiples visages des disques d'accrétion.
Bien que les principes physiques fondamentaux soient communs à tous les disques d'accrétion, leurs propriétés dépendent fortement de la nature de l'objet central, du taux d'accrétion, de la composition chimique du gaz, de l'intensité des champs magnétiques et du contexte astrophysique dans lequel ils évoluent.

Les disques protoplanétaires constituent probablement les exemples les plus familiers de disques d'accrétion. Ils entourent les jeunes étoiles en cours de formation, généralement âgées de quelques centaines de milliers à quelques millions d'années. Ces disques se forment lors de l'effondrement gravitationnel d'un nuage moléculaire. La conservation du moment cinétique empêche l'ensemble du gaz de tomber directement sur la protoétoile et conduit à la formation d'un vaste disque pouvant atteindre plusieurs centaines d'unités astronomiques de rayon. La température décroît rapidement avec la distance à l'étoile centrale, passant de plusieurs milliers de kelvins dans les régions internes à quelques dizaines de kelvins dans les régions externes. Cette structure thermique permet la condensation progressive de nombreux composés, depuis les matériaux réfractaires jusqu'aux glaces d'eau, d'ammoniac ou de méthane. Les disques protoplanétaires représentent ainsi les sites privilégiés de la formation des planètes, des satellites, des astéroïdes et des comètes. Les interactions entre poussières, turbulence, instabilités gravitationnelles et champs magnétiques déterminent l'évolution de ces systèmes, qui disparaissent généralement en moins de dix millions d'années.

Autour des étoiles jeunes plus massives ou présentant encore une forte activité d'accrétion, on observe des disques circumstellaires particulièrement lumineux. Dans les étoiles T Tauri, l'accrétion est contrôlée par le champ magnétique stellaire, qui canalise le gaz vers les pôles magnétiques selon un processus appelé accrétion magnétosphérique. Chez les étoiles Herbig Ae/Be, plus massives, les disques sont souvent plus chauds, plus étendus et plus lumineux, favorisant une évolution plus rapide ainsi qu'une photoévaporation plus intense sous l'effet du rayonnement ultraviolet.

Lorsque la majeure partie du gaz a disparu, le disque peut évoluer vers un disque de débris. Contrairement aux véritables disques d'accrétion, ces structures sont essentiellement constituées de poussières continuellement renouvelées par les collisions entre planétésimaux, astéroïdes ou noyaux cométaires. Bien qu'ils ne soient plus alimentés par une accrétion importante sur l'étoile centrale, ils représentent le stade évolutif suivant des disques protoplanétaires et témoignent de la présence d'un système planétaire en cours d'évolution.

Les étoiles évoluées peuvent également être entourées de disques d'accrétion dans certaines circonstances. Les systèmes binaires où une géante rouge transfère de la matière vers une étoile compagne produisent fréquemment de tels disques. Lorsque l'objet accrétant est une étoile ordinaire, le disque demeure relativement modéré en température. En revanche, lorsque le compagnon est une naine blanche, une étoile à neutrons ou un trou noir, les températures atteignent plusieurs millions de kelvins et le rayonnement devient dominé par les ultraviolets ou les rayons X.

Les disques entourant les naines blanches sont particulièrement bien étudiés dans les variables cataclysmiques. Dans ces systèmes, une étoile de faible masse remplit son lobe de Roche et transfère continuellement du gaz vers la naine blanche. Le disque est généralement optiquement épais et présente des instabilités thermiques responsables des éruptions périodiques observées dans les novae naines. Ces flambées résultent d'une augmentation brutale de la viscosité du disque, qui accélère temporairement le taux d'accrétion. Lors des véritables novae, l'hydrogène accumulé à la surface de la naine blanche déclenche une explosion thermonucléaire sans toutefois détruire l'étoile.

Les étoiles à neutrons possèdent des disques d'accrétion encore plus énergétiques. Leur rayon d'une dizaine de kilomètres seulement concentre une masse comparable à celle du Soleil, produisant un potentiel gravitationnel extrêmement profond. Une grande partie de l'énergie gravitationnelle est convertie en rayonnement X intense. Lorsque l'étoile possède un champ magnétique très fort, celui-ci interrompt le disque à plusieurs centaines ou milliers de kilomètres de la surface. Le gaz est alors guidé le long des lignes de champ jusqu'aux pôles magnétiques, où il produit des points chauds responsables des pulsations périodiques observées chez les pulsars X.

Les trous noirs stellaires constituent un autre environnement majeur pour les disques d'accrétion. La matière spirale jusqu'aux régions très proches de l'horizon des événements, atteignant des vitesses relativistes. Les parties internes du disque peuvent atteindre plusieurs dizaines de millions de kelvins, produisant un spectre dominé par les rayons X. Les effets de la relativité générale deviennent essentiels : décalage gravitationnel vers le rouge, précession relativiste, courbure des trajectoires lumineuses et existence d'une orbite circulaire stable interne qui détermine le bord du disque. La rotation du trou noir influence fortement la structure interne, les trous noirs de Kerr permettant au disque de s'étendre plus près de l'horizon que les trous noirs de Schwarzschild, ce qui augmente considérablement le rendement énergétique.

Les microquasars représentent une catégorie particulière de systèmes contenant un trou noir stellaire accrétant rapidement de la matière depuis une étoile compagne. Ils possèdent un disque d'accrétion chaud ainsi que des jets relativistes bipolaires analogues, à plus petite échelle, à ceux observés dans les noyaux actifs de galaxies. Ces objets constituent des laboratoires précieux pour étudier la physique relativiste, car leurs échelles de temps sont beaucoup plus courtes que celles des trous noirs supermassifs.

Les trous noirs supermassifs situés au centre des galaxies sont entourés des disques d'accrétion les plus puissants de l'univers. Leur masse varie de quelques millions à plusieurs dizaines de milliards de masses solaires. Lorsque l'alimentation en gaz est abondante, ils deviennent des noyaux actifs de galaxies, des quasars ou des blazars. Les disques atteignent des dimensions comparables à celles du Système solaire tout en rayonnant davantage que des centaines de milliards d'étoiles. Les régions internes émettent principalement dans l'ultraviolet et les rayons X, tandis que les régions externes rayonnent dans le visible et l'infrarouge. L'énergie libérée par ces disques influence profondément l'évolution des galaxies hôtes en chauffant ou en expulsant le gaz interstellaire selon un mécanisme de rétroaction.

Les disques des quasars représentent les formes les plus extrêmes de disques radiativement efficaces. Leur taux d'accrétion peut approcher la limite d'Eddington, où la pression du rayonnement devient comparable à l'attraction gravitationnelle. Dans ces conditions, les couches internes peuvent être dominées par la pression du rayonnement plutôt que par la pression thermique du gaz. Des vents puissants sont alors générés, transportant une quantité considérable de matière dans le milieu intergalactique.

Quelques mots de plus sur les processus physiques impliqués.
La mécanique interne du disque repose sur un processus de transport de moment cinétique vers l'extérieur, couplé à une migration de la matière vers l'intérieur. Dans un champ gravitationnel où la vitesse angulaire décroît avec le rayon, la rotation différentielle engendre un cisaillement entre les couronnes adjacentes du fluide. Ce frottement visqueux, dont l'origine microscopique ne peut être la simple viscosité moléculaire bien trop faible aux échelles astrophysiques, génère un couple qui ralentit les couches internes et accélère les couches externes. Les particules internes perdent de l'énergie orbitale et plongent plus profondément dans le puits de potentiel, tandis que l'excès de moment cinétique est exporté vers la périphérie, parfois éjectant une fraction de matière sous forme de vents ou alimentant une expansion du rayon externe du disque. La source principale de cette viscosité anormale est attribuée à l'instabilité magnétorotationnelle, un mécanisme magnétohydrodynamique qui amplifie les perturbations d'un champ magnétique faible au sein du plasma en rotation différentielle, créant une turbulence capable de transporter efficacement le moment cinétique.

L'énergie gravitationnelle libérée par cette migration progressive est transformée en chaleur, ce qui porte le disque à des températures considérables, notamment dans ses régions les plus internes. La dissipation visqueuse domine le bilan énergétique local, et pour un disque stationnaire optiquement épais, le profil radial de température effective suit une loi caractéristique en fonction du rayon, décroissant vers l'extérieur. Ainsi, un disque d'accrétion n'est pas un objet isotherme : il émet typiquement un spectre de corps noir multi-température, superposition des émissions thermiques de chaque anneau concentrique à sa propre température. La région la plus interne, où la température peut atteindre des millions de kelvins autour d'un objet compact stellaire, ou des centaines de milliers de kelvins autour d'un trou noir supermassif, émet majoritairement dans le domaine des rayons X. Les régions externes, beaucoup plus froides, rayonnent dans l'ultraviolet, le visible et l'infrarouge. Cette distribution spectrale, habituellement appelée composante de disque mince, est une signature observationnelle directe de l'accrétion. Elle est fréquemment observée dans les noyaux actifs de galaxies et les binaires X.

La structure verticale du disque est régie par l'équilibre hydrostatique entre la composante verticale du champ de gravitation de l'objet central et le gradient de pression du gaz. Pour un disque mince et froid, la pression de radiation est négligeable et l'épaisseur est déterminée par la pression thermique du gaz, résultant en un rapport d'aspect épaisseur sur rayon très faible. Cependant, dans les régimes d'accrétion proches de la luminosité d'Eddington, la pression de radiation devient dominante, le disque peut s'épaissir substantiellement, prenant une géométrie de tore mince ou de disque mince. À l'extrême, lorsque le taux d'accrétion dépasse significativement le taux critique, la matière peut former un disque épais, voire un tore géométriquement épais optiquement mince, où l'advection de photons piégés par l'écoulement joue un rôle majeur dans le refroidissement.

Les disques d'accrétion présentent une riche phénoménologie d'instabilités thermiques et visqueuses. La plus célèbre est l'instabilité due à la ionisation partielle de l'hydrogène, qui modifie l'opacité et provoque des transitions cycliques entre un état froid et neutre (faible viscosité) et un état chaud et ionisé (forte viscosité). Ce mécanisme est à l'origine des éruptions des novas naines dans les systèmes binaires cataclysmiques. Une autre instabilité fondamentale est l'instabilité de rayonnement, ou instabilité de Lightman-Eardley, qui apparaît lorsque la pression de radiation domine, menant à un emballement possible de l'accrétion sur des échelles de temps très courtes. Les oscillations quasi-périodiques observées dans le flux X de nombreuses sources compactes trouvent probablement leur origine dans les modes d'oscillation internes du disque, comme les modes de pression ou les modes gravito-inertiels, modulés par les effets de la relativité générale près de la dernière orbite circulaire stable.

Dans le contexte des trous noirs, le disque d'accrétion révèle les effets de la métrique de Kerr ou de Schwarzschild. La dernière orbite circulaire stable, située à trois rayons de Schwarzschild pour un trou noir non rotatif, et jusqu'à un rayon gravitationnel pour une rotation extrême, définit la frontière interne du disque mince. La matière franchit ce seuil sur une trajectoire de chute libre quasi radiale, ne contribuant plus à l'émission du disque, bien que des calculs de transfert radiatif prenant en compte les photons piégés montrent une émission résiduelle de cette région de plongée. Les profils de raies de fluorescence du fer, en particulier la raie K-alpha à 6.4 keV, affichent un élargissement asymétrique et une distorsion gravitationnelle extrêmement marqués, constituant un diagnostic direct de l'espace-temps dans le régime de champ fort. La rotation du trou noir, en déformant les trajectoires et en modifiant l'efficacité de conversion d'énergie, modifie profondément le spectre observé, la fraction d'énergie extractible atteignant jusqu'à quarante pour cent de la masse au repos pour une rotation maximale, contre six pour cent en l'absence de rotation.

Le processus de lancement de jets relativistes est intimement lié à la physique du disque d'accrétion interne. Le modèle magnéto-centrifuge, couplant un champ magnétique à grande échelle ancré dans le disque ou l'ergosphère du trou noir, permet d'extraire soit l'énergie de rotation du disque, soit celle du trou noir lui-même par le processus de Blandford-Znajek. La matière chargée suit les lignes de champ en rotation, étant centrifugée le long de celles-ci pour former des flux collimatés bipolaires observés des microquasars galactiques aux blazars lointains. Une couronne magnétiquement active, analogue à la couronne solaire mais portée à des températures de centaines de millions de kelvins, coexiste au-dessus et en dessous du disque, produisant une composante spectrale de loi de puissance par diffusion Compton inverse des photons thermiques du disque sur les électrons relativistes. Cette composante coronale est universellement présente dans les spectres des systèmes accrétants.

La diversité des régimes d'accrétion se décline selon le taux d'accrétion et le paramètre de viscosité. Aux taux d'accrétion très faibles, le plasma peut devenir non collisionnel et former un disque d'accrétion dominé par l'advection, où l'énergie libérée n'est pas rayonnée mais stockée comme énergie interne du fluide et finalement avalée par le trou noir. Ces écoulements, appelés ADAF (Advection Dominated Accretion Flows), sont optiquement minces, très chauds, émettant un spectre non thermique, et leur existence est postulée pour expliquer la faible luminosité du centre galactique, Sagittarius A*, comparée à son environnement plus actif par intermittence.

Les observations interférométriques récentes, comme celles obtenues par l'Event Horizon Telescope pour M87* (Vierge) et Sagittarius A* (Sagittaire), ont permis d'imager la silhouette d'un trou noir supermassif cernée par l'anneau de photons provenant de la région interne du disque d'accrétion. L'asymétrie de brillance, due au boost relativiste Doppler de la matière tournant à des vitesses proches de celle de la lumière, fournit une signature visuelle directe de la rotation du disque et du sens de rotation du trou noir. Ces images synthétisent la convergence de la magnétohydrodynamique relativiste, du transfert radiatif en champ de gravitation fort, et des données observationnelles pour faire des disques d'accrétion des laboratoires uniques de physique fondamentale, permettant de sonder la gravitation, la physique des plasmas et les conditions extrêmes de densité, température et champ magnétique qui ne peuvent être reproduites sur Terre.