Simulations numériques hydrodynamiques

Pour étudier l’évolution du nuage après le passage du choc, il faut procéder à des simula-tions numériques 2D et 3D qui seules permettent de mettre en évidence l’effet des instabilités de Kelvin-Helmotz1 ou de Raleigh-Taylor2. Les simulations 2D à symétrie axiale de Klein

et al. (1994) montrent que, en l’absence de champ magnétique et d’émission radiative, le

nuage initial supposé sphérique de diamètre D se fragmente en de multiples nuages sur un temps caractéristique égal à plusieurs fois le temps τ = D/(Vs/√χ) de traversée du nuage par le choc tranmis oùχ > 1 est le rapport de densité entre le milieu inter-nuages et le nuage et Vs la vitesse du choc dans le milieu inter-nuages3. Cette destruction du nuage s’effectue principalement par l’instabilité de cisaillement des vitesses de Kelvin-Helmotz qui génère une vorticité importante à l’interface entre les deux milieux. L’accélération du nuage pendant et après le passage du choc s’accompagne donc, dans un modèle hydrodynamique4, d’une des-1. L’instabilité de Kelvin-Helmotz est générée par un cisaillement des vitesses entre deux couches de fluide, quelles que soient leurs densités. Elle conduit à l’apparition d’une couche de mélange des deux fluides. 2. L’interface entre deux fluides dont l’un soutient l’autre contre la gravité est sujette à une instabilité dite de Raleigh-Taylor si le fluide du dessous est moins dense que le fluide du dessus.

3. La vitesse du choc tranmis au nuage est Vs/√χ pour un choc incident non radiatif (cf. §2.6.2). 4. Cette conclusion sera révisée dans un modèle MHD (cf. chapitre3).

2.7. Modèles de chocs 2D et 3D 93

truction du nuage par l’apparition de couches de mélange.Xu & Stone(1995) confirment ces résultats dans un modèle 3D et ajoutent que la forme et l’orientation du nuage par rapport au choc incident détermine également l’avenir du nuage. Si le profil de transition en densité entre le milieu inter-nuages et le nuage n’est plus modélisé par une discontinuité mais par une fonction continue plus réaliste,Nakamura et al. (2006) montrent que la destruction du nuage est retardée, quoique totale, et que le passage du choc accélère les nuages et génère aussi une dispersion' 2 km s−1 des fragments de nuages, en accord avec les dispersions observées des nuages dans le milieu froid et neutre. Les résultats de ces modèles hydrodynamiques ont des implications importantes sur les schémas de formation stellaire : en fragmentant les nuages, les ondes de choc de supernovæ ne devraient pas pouvoir déclencher la formation d’étoiles massives. Cette conclusion sera révisée au paragraphe3.6 dans le cadre des chocs MHD.

Chapitre 3

Ondes de chocs

magnétohydrodynamiques

Le champ magnétique peut modifier profondément la structure des ondes de choc. Dans les milieux denses et peu ionisés, l’effet du champ magnétique peut se traduire par l’exis-tence de chocs multi-fluides où les fluides chargé et neutre sont découplés : les chocs C. Ces chocs sont fréquemment invoqués pour expliquer l’importante émission H₂ dans les flots mo-léculaires autour des étoiles en formation. Des raies d’émission rotationnelle du SiO sont également observées dans ces chocs, ce qui montre que les poussières silicatées y sont en par-tie détruites. La structure des chocs C multi-fluides étant radicalement différente de celles des chocs mono-fluides décrit au chapitre précédent, le traitement des poussières dans ces chocs sera également très différent.

Les ondes de choc magnétohydrodynamiques (MHD) sont des ondes de choc qui, en plus des lois de la dynamique des gaz, respectent les lois de l’électromagnétisme de Maxwell. Elles sont très étudiées en astrophysique car le gaz est souvent plongé dans un champ magnétique non négligeable. Ces ondes de choc sont observées à la fois dans le milieu interplanétaire, dans le milieu interstellaire et dans les régions de formation d’étoiles. Dans l’étude des ondes de choc MHD, l’état d’ionisation du gaz est un facteur important car le champ magnétique interagit directement avec les particules chargées du gaz mais seulement indirectement avec le gaz neutre via les collisions entre particules chargées et particules neutres. Si le gaz est suffisamment ionisé par l’onde de choc, le couplage collisionnel entre les particules chargées et les particules neutres sera suffisamment fort pour que ces particules se comportent comme un seul fluide couplé au champ magnétique. Il s’agira alors d’un choc MHD mono-fluide (choc J) qui comporte de nombreux points communs avec les chocs hydrodynamiques présentés au chapitre précédent. Si à l’inverse le gaz choqué reste très faiblement ionisé, les particules chargées peuvent sous certaines conditions se découpler durablement des particules neutres dans le choc. Ces ondes de choc MHD multi-fluides (chocs C), dont l’existence a été proposée

96 Chapitre 3. Ondes de chocs magnétohydrodynamiques

3.1 Ondes MHD se propageant dans un plasma

Un gaz ionisé plongé dans un champ magnétique est susceptible de véhiculer différents types d’ondes magnétohydrodynamiques ou ondes MHD. A la différence des ondes sonores qui sont compressives et isotropes, les ondes MHD sont compressives ou non compressives, et leur célérité dépend de l’orientation des lignes de champ magnétique par rapport à leur direction de propagation