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Ferreira, J. (Jonathan)

Overview
Works: 25 works in 52 publications in 4 languages and 599 library holdings
Genres: Conference papers and proceedings 
Roles: Author, Editor, Other, Thesis advisor, Opponent, Contributor
Classifications: QB466.J46, 523.01
Publication Timeline
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Most widely held works by J Ferreira
Jets from young stars : models and constraints by J Ferreira( )

23 editions published in 2007 in 3 languages and held by 539 WorldCat member libraries worldwide

This volume contains the edited lecture notes of the First JETSET School on Jets from Young Stars: Models and Constraints, held by the Marie Curie Research and Training Network on JET Simulations, Experiments and Theory. At this school the lecturers gave an introduction to observational properties and basic models describing the launching and collimation mechanisms of jets. The first half of the book is devoted to general observational constraints, covering the outflow phenomenon in young stars, the identification of magneto-centrifugal processes as the main jet driving mechanism, and the magnetic interaction between the star and its accretion disc. The second half of the book is devoted to theoretical knowledge of magneto-hydrodynamic processes pertinent to the jet launching mechanism in young stars. This comprises a general introduction to magneto-hydrodynamics, a description of the role of MHD processes in Standard Accretion Discs, and the physics of steady state MHD outflows, from the basic concepts and equations to modern self-similar solutions. Further lectures detail the various classes of steady magnetic-wind models currently discussed in the context of protostellar jets
LUMEN;NO PRINCIPIO DA VIDA ESPIRITUAL by J Ferreira( )

2 editions published in 2021 in Portuguese and held by 18 WorldCat member libraries worldwide

Reconnection x-winds spin-down of low-mass protostars by J Ferreira( Book )

2 editions published in 1999 in English and held by 6 WorldCat member libraries worldwide

Dynamique des systèmes exoplanétaires by Virginie Faramaz( )

1 edition published in 2014 in English and held by 2 WorldCat member libraries worldwide

At least 20% of Main-Sequence stars are known to harbor debris disks analogs to the Kuiper Belt. These disks are proof that the accretion of solids has permitted the formation of at least km-sized bodies. It is thus not surprising that several of these disks are accompanied by planets, which may reveal themselves by setting their dynamical imprints on the spatial structure of debris disks. Therefore, the detection of an eccentric debris disk surrounding Zeta² Ret by the Herschel space telescope provides evidence for the presence of a massive perturber in this system.Zeta² Ret being a mature Gyr-old system, and in that sense, analogous to our own Solar System, it offers a different example of long-term dynamical evolution. This thesis includes a detailed modeling of the structure of the debris disk of Zeta² Ret, which leads to constraints on the mass and orbital characteristics of the putative perturber. This study also reveals that eccentric structures in debris disks can survive on Gyr timescales.Detailed modeling of the structure of debris disks can allow the posterior discovery of hidden planets as is the case for the Fomalhaut system. The eccentric shape of the debris disk observed around this star was first attributed to Fom b, a companion detected near the belt inner-edge, which revealed to be highly eccentric (e~0.6-0.9), and thus very unlikely shaping the belt. This hints at the presence of another massive body in this system, Fom c, which drives the debris disk shape. The resulting planetary system is highly unstable, which involves a recent scattering of Fom b on its current orbit, potentially with the yet undetected Fom c. This scenario is investigated in this thesis and its study reveals that by having resided in inner mean-motion resonance with a Neptune or Saturn-mass belt-shaping eccentric Fom c and therefore have suffered a gradual resonant eccentricity increase on timescales comparable to the age of the system (~440 Myr), Fom b could have been brought close enough to Fom c and suffered a recent scattering event, which, complemented by a secular evolution with Fom c, explains its current orbital configuration. This three-step scenario also implies that significant amounts of material may have been set on extremely eccentric orbits such as this of Fom b through this mechanism, which in return could feed in dust the inner parts of the system. Therefore, this mechanism may also explain the presence of inner dust belts in the Fomalhaut system, but also the discovery a significant population of very bright hot dust belts in systems older than 100 Myr.The planetary systems discovered so far exhibit a great variety of architectures, and our solar system is far from being a generic model. One of the main mechanism that determines a planetary system morphology is planetary migration. The presence of a stellar binary companion - which our solar system is deprived of - is expected to affect planetary migration conditions, and potentially lead to the formation of very different planetary systems. This phenomenon is obviously non-negligible since binary systems represent at least half of stellar systems. At late stages of planetary systems formation, planetary migration may occur as the result of interactions with remaining solid planetesimals and the impact of binarity on this planetesimal-driven migration is explored in this thesis. A stellar binary companion may in fact reverse the tendency for planets in single star systems to migrate inwards, and bring them closer to regions perturbed by the binary companion, where they could not have formed in situ. This may give an explanation for the presence of planets which present signs of outward migration towards a circumstellar companion in the Gamma Cephei and HD 196885 systems
Imagerie de l'environnement protoplanétaire des étoiles jeunes par interférométrie optique by Jacques Kluska( )

1 edition published in 2014 in French and held by 2 WorldCat member libraries worldwide

Une manière efficace de contraindre la formation des planètes est l'étude des disques protoplanétaires. Les premières images de ces disques ont été obtenues dans les années 80 en infrarouge et en millimétrique. Ces images dévoilaient pour la première fois la morphologie de l'excès infrarouge vu dans les distributions spectrales d'énergies des étoiles jeunes. Depuis, de nets progrès ont été faits et, outre la détection directe de planètes, nous sommes capables de distinguer les perturbations que celles-ci pourraient engendrer dans ces disques. La région interne de ces disques, où la majorité des planètes sont détectées, est complexe car étant le théâtre de nombreux phénomènes encore mal contraints (sublimation de la poussière, vents, accrétion). Pour les étoiles jeunes les plus proches, observer ces régions revient à atteindre une résolution angulaire de l'ordre de la milliseconde d'arc, inatteignable avec un télescope monolithique. L'interférométrie optique permet de satisfaire cette contrainte. Cette technique consiste à combiner la lumière de deux télescopes ou plus afin de la faire interférer. Ces interférences permettent de contraindre la morphologie de l'objet observé à l'aide de modèles. Mais afin de comprendre les phénomènes en jeu il est nécessaire d'avoir une image indépendante de ces modèles. La reconstruction d'images est possible avec l'avènement récent d'interféromètres à 4 télescopes ou plus. Les premières images ont ainsi pu être reconstruites. Cependant, l'étoile centrale ne permet pas d'accéder facilement à l'image de l'environnement. Ma thèse a donc consisté à outrepasser cette difficulté en développant une méthode de reconstruction d'image adaptée à l'environnement protoplanétaire des étoiles jeunes. Elle consiste à séparer l'étoile centrale de l'image afin de reconstruire son environnement tout en prenant en compte la différence de température entre ces deux éléments. Grâce à cette méthode et aux instruments interférométriques du VLTI, j'ai pu reconstruire les images des premières unités astronomiques d'une douzaine d'étoiles de Herbig et de révéler leurs morphologies. J'ai ainsi pu appliquer une analyse géométrique originale afin de les caractériser. Enfin, j'ai analysé plus en détail un étoile particulière, MWC158, dont j'ai imagé la variabilité qui pourrait être interprétée comme une éjection de matière. Ma thèse démontre l'importance de la prise en compte des aspects chromatiques dans la reconstruction d'image ainsi que de l'adaptation de cette méthode à la spécificité des étoiles jeunes
Etude des cycles d'hystérésis dans les binaires X à trou noir : application à l'objet GX 339-4 by Grégoire Marcel( )

1 edition published in 2018 in French and held by 2 WorldCat member libraries worldwide

The hysteresis behavior of X-ray binaries during their outbursts remains a mystery. In this work, we developed the paradigm proposed in Ferreira et al. (2006) where the disk material accretes in two possible, mutually exclusive, ways. In the standard accretion disk (SAD, Shakura et Sunyaev 1973) mode, the dominant local torque is due to MHD turbulence that transports radially the disk angular momentum. In the jet-emitting disk (JED, Ferreira et Pelletier 1995) mode, magnetically-driven jets carry away mass, energy and all the angular momentum from the disk. Within our framework, the transition from one mode to another is related to the magnetic field distribution, an unknown yet.In this thesis, I have developped a two-temperature plasma code able to compute the thermal balance at each radius for a large ensemble of disk parameters, as well as the self- consistent global emitted spectrum. The radiative cooling term and related spectrum (comptonized bremsstrahlung and synchrotron emission) are obtained using the Belm code (Belmont et al. 2008 ; Belmont 2009). Heating processes are analytical and due only to accretion, while advection is properly taken into account, carrying outside-in the memory of the outer thermal states.Using this code, we have shown that a JED extending along the entire disk nicely repro- duces hard states up to 0.5 Eddington luminosities (Marcel et al. 2018a). It was also shown that JEDs produce a natural hysteresis cycle. However, the global luminosity of the cycle is insufficient and the inevitable presence of jets in JEDs advocates for an inner SAD configuration in soft states.Based on these results, the code was enhanced to solve hybrid configurations with an internal JED and an external SAD, separated by a given transition radius rJ. Playing on both rJ and the accretion rate mdot, we have shown that X-ray observations of typical cycles can be completely covered. Using a simple synchrotron model similar to that of Heinz et Sunyaev (2003), the radio flux produced by the jets can be estimated, showing two important features. First, all radio observations can be covered by our model. Second, the radio flux and X- ray spectral coverages are consistents : parameter sets that reproduce best each spectral state also account for a consistent associated radio flux. For illustration, 5 canonical states from GX 339-4 have been reproduced in X-ray spectral shape and associated radio fluxes (Marcel et al. 2018b).Finaly, using a simple fitting procedure on X-ray spectral shape, the 2010-2011 cycle from GX 339-4 has been reproduced. Strikingly, the co-evolution of rJ and mdot seems to be in adequacy with initial theoretical expectations (Esin et al. 1997). Moreover, the estimated radio flux evolution being close to observations, we decided to use those within the fitting procedure. Adding radio fluxes constraints in the procedure allowed us to reproduce both the associated X-ray spectral shape and radio fluxes with excellent agreement. This is, to our knowledge, the first time that such an accretion-ejection cycle is reproduced. Those results, as well as discussions and implications will be soon submitted
Origine et impact des jets/flots protostellaires à l'ère d'ALMA et JWST by Aloïs de Valon( )

1 edition published in 2021 in French and held by 2 WorldCat member libraries worldwide

The formation of a solar-type star is accompanied by spectacular bipolar ejections in the form of atomic jets and molecular outflows. Although these ejections are omnipresent, their exact origin and their impact on the evolution of the protoplanetary disk and the formation of planets within are still major unresolved questions in star and planet formation.Molecular outflow signatures trace colder and slower material. They are historically explained by an interaction between an inner ejection and the surrounding envelope. However, recent observations suggest that these molecular flows trace matter directly ejected from the disk, and consequently could carry away a significant fraction of mass and angular momentum from the forming star-disk system.I had the opportunity to work with observations achieved with the ALMA radio interferometer of the base of molecular flows associated with forming stars at different evolutionary stages. The PhD thesis mainly focusses on the observations of the Class I DG tau B, which increase the angular resolution by more than a factor of 10 with respect to the previous study of Zapata et al. (2015). I also did a preliminary work on the latest observation of the Class II HH30, which improve the sensibility by a factor of 3 with respect to the previous study of Louvet et al. (2018).These observations offer a unique opportunity to study in detail their connexion with the disk and constrain the different models for their formation.The objective of the PhD thesis was to conduct a detailed analysis of the ALMA 12CO emission from the base of molecular outflows and to derive their morphology and kinematics. Innovative analysis methods were developed to search for rotation signatures in particular, based on the pioneering study recently conducted on HH30 (Louvet, Dougados et al. 2018). Observational constraints will be then compared to the different classes of models proposed for their formation to determine whether they originate from the disk or trace interaction with the ambient medium
Dynamique à grande échelle des disques protoplanétaires by William Bethune( )

1 edition published in 2017 in French and held by 2 WorldCat member libraries worldwide

This thesis is devoted to the transport of angular momentum and magnetic flux through weakly ionized and weakly magnetized accretion disks ; the role of microphysical effects on the large- scale dynamics of the disk is of primary importance. As a first step, I exclude stratification effects and examine the impact of non-ideal MHD effects on the turbulent properties near the disk midplane. I show that the flow can spontaneously organize itself if the ionization fraction is low enough ; in this case, accretion is halted and the disk exhibits axisymmetric structures, with possible consequences on planetary formation. As a second step, I study the disk-wind interaction via a global model of stratified disk. This model is the first to compute non-ideal MHD effects from a simplified chemical network in a global geometry. It reveals that the flow is essentially laminar, and that the magnetic field can adopt different global configurations, drastically affecting the transport processes. A new self-organization process is identified, also leading to the formation of axisymmetric structures, whereas the previous mechanism is discarded by the action of the wind. The properties of magneto-thermal winds are examined for various magnetizations, allowing discrimination between magnetized and photo-evaporative winds based upon their ejection efficiency
Régimes d'accrétion et variabilité dans les étoiles jeunes : apport de la photométrie UV by Laura Venuti( )

1 edition published in 2015 in English and held by 2 WorldCat member libraries worldwide

Le processus d'accrétion joue un rôle crucial dans le scénario de formation stellaire. Il régit l'interaction des étoiles jeunes avec leurs disques, en régulant l'échange de masse et de moment cinétique; ainsi, il a un impact durable sur leur évolution. De plus, l'accrétion est un ingrédient essentiel de la physique des systèmes étoile-disque à l'époque de formation planétaire. Selon le modèle d'accrétion magnétosphérique, une cavité de quelques rayons stellaires s'étend de la surface de l'étoile au bord interne du disque. L'interaction se produit donc par le champ magnétique stellaire, qui pénètre le disque interne et l'attèle à l'objet central. Des colonnes d'accrétion se développent du disque interne suivant les lignes de champ, et atteignent l'étoile à des vitesses presque de chute libre. L'impact à la surface crée des chocs localisés, qui sont responsables de l'excès de luminosité UV distinctif des systèmes accrétants par rapport aux objets non-accrétants. L'évolution temporelle intrinsèque et l'effet d'alternance du côté visible des objets au cours de leur rotation se mélangent dans la variabilité photométrique typique des étoiles jeunes, révélée par les campagnes de suivi.Durant ma thèse, j'ai mené une étude statistique du processus d'accrétion et de sa variabilité dans la région NGC 2264 (3 Myr). Cet amas contient plus de 700 membres, repartis entre étoiles avec disque (45%) et sans disque. J'ai qualifié l'accrétion par la diagnostique de l'excès UV; les étoiles de l'amas privées de disque définissent le niveau d'émission de référence au-dessus duquel l'excès UV provenant du choc d'accrétion est décelé et mesuré. Mon étude se base sur un jeu de données photométriques obtenues au télescope Canada-France-Hawaii (CFHT), comprenant un relevé profond en 4 filtres (u,g,r,i) et un suivi simultané de variabilité optique (bande r) et UV (bande u) d'une durée de 2 semaines et avec échantillonnage de l'ordre des heures. Dans une première étape de cette étude, je convertis les excès UV en taux d'accrétion pour obtenir une image globale du processus à travers l'amas et examiner sa dépendance envers les paramètres stellaires. Le taux d'accrétion moyen corrèle avec la masse de l'étoile, bien qu'une dispersion significative autour de cette tendance moyenne soit observée à chaque masse. Je montre que cet étalement ne peut pas être justifié par la variabilité des objets; une diversité de mécanismes d'accrétion et de stades évolutifs dans l'amas pourrait contribuer à la vaste gamme de régimes d'accrétion décelés. Ensuite, j'explore les signatures dans l'UV propres à des types distincts d'étoiles jeunes variables. Je montre que les étoiles accrétantes présentent en général une variabilité plus prononcée que les objets sans disque, et que les respectives variations de couleur sont cohérentes avec une origine différente de la variabilité associée aux deux groupes. Pour le premier groupe, ce sont les chocs d'accrétion à dominer, alors que le deuxième est dominé par des taches froides à la surface, dérivant de l'activité magnétique stellaire. Je compare les variations photométriques mesurées sur bases de quelques heures, quelques jours et quelques années, afin de déterminer quelles soient les composantes de variabilité les plus importantes. L'échelle de temps de quelques jours prévaut sur les autres délais investigués dans la variabilité enregistrée pour ces étoiles jeunes, avec une contribution majeure provenant de l'effet de modulation rotationnelle. Enfin, j'analyse les propriétés de rotation des étoiles de l'amas à partir d'un jeu de courbes de lumière optiques, d'une durée de 38 jours, obtenues avec le satellite CoRoT près de la campagne d'observation au CFHT. Je reconstruis la distribution de périodes de l'amas et montre que les objets sans disque tournent statistiquement plus vite que les objets accrétants. Cette connexion entre les propriétés d'accrétion et celles de rotation peut être interprétée dans le scénario de disk-locking
Nika2 : mesure de la polarisation avec des KIDs et perspectives pour la mesure du fond diffus cosmologique by Aina Andrianasolo( )

1 edition published in 2019 in French and held by 2 WorldCat member libraries worldwide

The polarization is an important probe of many astrophysical and cosmological processes. The study of the Cosmic Microwave Background (CMB) is one of the major goals in Cosmology because it represents an important source of information on the cosmological model of the Universe. The measure of CMB polarization, and in particular the detection of its B modes, would sign the presence of primordial gravitationnal waves and be a powerful probe of inflation. In Astrophysics, the magnetic field can be traced via the observation of dust polarization, and its observation by Planck reveals a well organized magnetic field at large angular scales. Observations have shown that stellar formation takes place in dense filamentary structures and suggest that magnetic field plays an important role in it. High resolution observations of polarization in the filaments will allow us to further probe the role of magnetic field in star formation, and this is one of the main goals of the polarized channel of the NIKA2 camera. Polarization with NIKA2 is reconstructed thanks to the continuous rotation of a Half Wave Plate (HWP) and detectors of a new technology : KIDs (Kinetic Inductance Detectors). It is the only experiment that uses this combination, it thus gives an important feedback in the perspective of deploying it on future CMB polarization instruments.A part of this thesis focuses on the characterization of the polarization module of NIKA2. It presents the data analysis that allows the reconstruction of polarization and the methods that were developed to subtract systematic effects such as the parasitic signal from the HWP and instrumental polarisation.In the context of the search for B modes and in the perspective of doing more precise estimations of polarization, the last part presents two studies : one on the construction of new estimators of polarization that take into account the noise on intensity, and the other one on non-linearity produced by the reconstruction of a KID signal and how it impacts the detection of CMB B modes
The Temperature and Ionization of T-Tauri Micro-Jets by Darren M O'Brien( )

1 edition published in 2004 in English and held by 2 WorldCat member libraries worldwide

Transport d'un champ magnétique vertical dans les disques d'accrétion by Rémi de Guiran( )

1 edition published in 2013 in French and held by 2 WorldCat member libraries worldwide

The vertical magnetic field plays a fundamental role in the dynamics of accretion discs. The jet launching, so as the turbulence that is supposed to exist in these discs are strongly constrained by the intensity of this field. This field evolves following the mechanisms of advection by the mater and diffusion by turbulence. The question of the evolution of such a field has been studied since more than 20 years, but a global modelisation, involving all these méchanisms wasn't done yet. I propose a model, taking into account the transport of a vertical magnetic field by the disc, and also the feedback of this field on the dynamics of the disc. Analytical solutions for standard configurations a calculated. It confirms previous studies in the sense that considering the state of the art, a turbulent disc can not advect a vertical field in order to allow a jet launching. However, a new configuration is rised, in wich the ejection conditions are realised in the outer radius of the disc. The stability of the standard configurations is calculated, and new instabilities are rised. The effectivity of such instabilities depends on the functionnal dependancies used to quantify the disc dynamics. A determination of such dependancies, via local simulations, would clarify if such instabilities could be effective in accretion discs. At last, the numerical tools developped allows to study the configurations. Standard one are found, and a dynamical study of the new configuration is done to determine the advection conditions for the limit ejecting disc/ standard disc
The Origin of Jets from Young Stars: Steady State Disk Wind Models Confronted to Observations by C Dougados( )

1 edition published in 2004 in English and held by 2 WorldCat member libraries worldwide

Interactions étoile-disque dans les étoiles jeunes : dippers observés avec K2 by Noemi Roggero( )

1 edition published in 2021 in English and held by 1 WorldCat member library worldwide

Après plus de cinquante ans de recherche sur la formation des étoiles, nous savons que les étoiles de faible masse forment un disque protoplanétaire au cours des premiers stades de leur évolution. C'est à partir de ce disque que se forment les systèmes planétaires. Si les propriétés et les comportements à grande échelle de ces disques sont aujourd'hui observables, la plupart des interactions physiques étoile-disque qui se produisent à des échelles de quelques rayons stellaires sont difficiles à résoudre avec les interféromètres les plus puissants. Entre autres, les modèles d'accrétion induite par la magnétosphère peuvent être sondés indirectement au moyen de la photométrie et de la spectroscopie. Sous certaines conditions, les courants d'accrétion composés de gaz et poussière peuvent produire une diminution épisodique de la brillance de l'étoile. De telles étoiles sont appelées 'dippers' . Cette thèse a pour but d'étudier les étoiles de type dipper dans la région de formation d'étoiles du Taureau, en utilisant des courbes de lumière extrêmement précises fournies par la mission spatiale K2.Tout d'abord, je construis l'échantillon de dippers parmi toutes les courbes de lumière qui sont fournies pour la région du Taureau. J'étudie ensuite la périodicité des creux avec différentes techniques ainsi que leur morphologie. En combinant les données K2 avec les données de la littérature et de plusieurs archives, je fournis des paramètres stellaires afin de sonder plusieurs explications qui ont été proposées pour le phénomène des dippers, en premier lieu l'accrétion magnétosphérique. Confirmant les résultats des études précédentes dans différents amas, les dippers dans la région du Taureau sont très communs, avec une limite inférieure de leur occurrence de ~20-30%. Étant donné les contraintes sur leur observabilité et leur courte durée de vie, les mécanismes à leur origine sont significatifs pour une majorité d'étoiles T Tauri classiques. La plupart des dippers qui présentent des creux comme variabilité prédominante sont quasi-périodiques, avec des périodes de quelques jours qui soutiennent l'hypothèse que le matériau du disque interne contenant de la poussière et l'étoile soient en corotation. L'accrétion magnétosphérique peut expliquer la plupart, mais pas la totalité, des courbes de lumière de cet échantillon de dippers.Enfin, j'applique un modèle de transfert radiatif avec le code MCFOST à JH 223, qui est un dipper prototypique de l'échantillon. Des informations importantes telles que la densité de poussière, la température, la taille de la structure occultante et sa profondeur optique sont dégénérées dans les courbes de lumière observées. Le modèle d'un mur de forme sinusoïdale contenant de la poussière et optiquement épais est capable de reproduire les observations de différents creux irréguliers, avec une variation de la teneur en poussière qui est cohérente avec un taux d'accrétion de masse modéré. De prochaines améliorations dans la modélisation des colonnes d'che contenantes de la poussière et le couplage avec les simulations magnétohydrodynamiques contribueront à fournir une image complète de ce phénomène dans un futur proche
Vents et magnétisme des étoiles de type solaire : influence sur la rotation stellaire, la couronne et les (exo) planètes by Victor Réville( )

1 edition published in 2016 in French and held by 1 WorldCat member library worldwide

Les étoiles de type solaire génèrent un champ magnétique dans leur enveloppe convective grâce à l'effet dynamo. De l'énergie magnétique est injectée dans leur atmosphère étendue, la couronne, qui est chauffée à quelques millions de Kelvin. Le gradient de pression entre la base de la couronne et le milieu interstellaire produit alors un vent de particules chargées responsable du freinage rotationnel de l'étoile sur la séquence principale. Après une première partie introduisant les concepts fondamentaux de la magnétohydrodynamique stellaire, cette thèse se consacre à l'influence du vent magnétisé sur la rotation stellaire et la couronne. À l'aide d'un ensemble de 60 simulations MHD axisymétriques, nous quantifions en premier lieu l'influence de la topologie magnétique sur le freinage. Nous démontrons l'efficacité d'une nouvelle formulation de freinage qui permet de prendre en compte des topologies arbitrairement complexes grâce au flux ouvert magnétique. Nous proposons ensuite une méthode pour estimer le flux ouvert des étoiles de type solaire à partir de modèles analytiques de reconstruction coronale, qui permettent l'utilisation de cette formulation dans les modèles d'évolution rotationnelle. Enfin, à l'aide de simulations entièrement tridimensionnelles contraintes par des champs magnétiques observés, nous étudions l'évolution des propriétés du vent avec l'âge des étoiles. En modélisant l'évolution de la température et de la densité coronale en fonction du taux de rotation de l'étoile, nous retrouvons les prescriptions usuelles des modèles d'évolution rotationnelle. Les simulations 3D permettent également d'accéder à la structure complexe de la couronne organisée en régions ouvertes et fermées. Nous démontrons également que, pour les étoiles jeunes, la distribution de vitesse du vent est trimodale du fait de l'effet magnéto-centrifuge et de l'expansion superradiale des lignes de champ magnétique.La troisième partie de cette thèse aborde les interactions magnétiques étoile-planète sous deux aspects. Tout d'abord, lorsque la planète est proche, un couplage magnétique permet un échange de moment cinétique entre les deux corps. Nos travaux quantifient pour la première fois ces couples magnétiques en fonction des paramètres stellaires et des paramètres orbitaux de la planète, grâce à des simulations MHD 2D et 3D. Ce couple apparaît comme un facteur non négligeable de la migration de Jupiter chauds vers leur étoile hôte. Puis, dans le cas d'une planète plus lointaine, nous nous intéressons aux émissions radios créées dans les magnétosphères planétaires à travers l'exemple de Mercure, ouvrant la voie à la détection et à la caractérisation de magnétosphères exoplanétaires
Etude des effets de la magnétohydrodynamique non idéale sur la formation des étoiles de faible masse by Jacques Masson( )

1 edition published in 2013 in English and held by 1 WorldCat member library worldwide

Stars formation occurs in several steps. First a large scale phase during which the molecular cloud undergo fragmentation due to its self-gravity and turbulence. In the gravitationally unstable fragments the medium is optically thin causing all the energy generated by the collapse to escape freely. This is called the isothermal compression phase. When the cloud becomes optically thick to its own radiation, an hydrostatic core forms: the first Larson core. Follow an adiabatic accretion phase ending up ultimately in the dissociation of dihydrogen molecules. Part of the energy from the gravitational collapse is absorbed by the chemical process allowing for another quasi isothermal collapse to start until depletion of dihydrogen molecules. When the adiabatic phase is restored, the second Larson core (proto-star) is formed.Coding the non-ideal magnetohydrodynamics (MHD) solver in the adaptive mesh refinement code RAMSES has been the focus for the first part of the thesis. The precise study of the last steps (first and second Larson core) of star formation is the second part of the thesis. This study highlighted the impact of non-ideal MHD on the magnetic field repartition and the efficiency of the angular momentum transport
Magnetohydrodynamic simulations of the interaction between a magnetized young star and its accretion disc by Nicolas Bessolaz( )

2 editions published in 2008 in English and held by 1 WorldCat member library worldwide

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
STRUCTURES MAGNETIQUES D'ACCRETION-EJECTION by J Ferreira( Book )

1 edition published in 1994 in French and held by 1 WorldCat member library worldwide

DANS LES NOYAUX ACTIFS DE GALAXIES COMME AUTOUR DES ETOILES JEUNES EN FORMATION, IL EST NATUREL DE CROIRE EN L'EXISTENCE D'UN LIEN ENTRE L'ACCRETION DE MATIERE SUR UN OBJET CENTRAL MASSIF ET LES JETS COLLIMATES OBSERVES. L'OBJET DE CETTE THESE EST L'ETUDE DE STRUCTURES MAGNETISES, DANS LESQUELLES ACCRETION ET EJECTION SONT DEUX PROCESSUS INTERDEPENDANTS. LE MECANISME PHYSIQUE A LA BASE DE CES DEUX PROCESSUS EST AINSI ELUCIDE, EN RESOLVANT L'ENSEMBLE COMPLET DES EQUATIONS MAGNETOHYDRODYNAMIQUES DECRIVANT CES STRUCTURES. UN DISQUE D'ACRETION RESISTIF EST TRAVERSE PAR DES LIGNES DE CHAMP MAGNETIQUE OUVERTES, TORSADEES PAR SA ROTATION. CES LIGNES FREINENT LE DISQUE ET LUI EXTRAIENT MOMENT CINETIQUE ET ENERGIE MECANIQUE. UNE TRANSITION NATURELLE EST OBTENUE ENTRE LE DISQUE RESISTIF DENSE ET UN JET IDEAL DILUE, SUPER-MAGNETOSONIQUE LENT. L'EXISTENCE DE TELLES STRUCTURES STATIONNAIRES N'EST PAS FORTUITE MAIS DECOULE DE LA SATURATION D'INSTABILITES DU DISQUE MAGNETISE, DONNANT LIEU A DES COEFFICIENTS DE TRANSPORT ANORMAUX. LA STRUCTURE EST COMPLEXE, AVEC EQUIPARTITION ENTRE L'ENERGIE MAGNETIQUE ET THERMIQUE AINSI QUE DES COMPOSANTES DU CHAMP MAGNETIQUE DE GRANDEUR COMPARABLE. LES SIGNATURES OBSERVATIONNELLES DES DISQUES SONT DECRITES, AINSI QUE LE BILAN GLOBAL D'ENERGIE ET LES CARACTERISTIQUES DES JETS. LES ORDRES DE GRANDEURS REQUIS PAR DE TELLES STRUCTURES SONT COMPATIBLES AVEC LES OBSERVATIONS
Thermodynamique du bord interne de la zone morte dans les disques protoplanétaires by Julien Faure( )

1 edition published in 2014 in French and held by 1 WorldCat member library worldwide

The dead zone, a quiescent region enclosed in the turbulent flow of a protoplanetary disk, seems to be a promising site for planet formation. Indeed, the development of a density maximum at the dead zone inner edge, that has the property to trap the infalling dust, is a natural outcome of the accretion mismatch at this interface. Moreover, the flow here may be unstable and organize itself into vortical structures that efficiently collect dust grains. The inner edge location is however loosely constrained. In particular, it depends on the thermodynamical prescriptions of the disk model that is considered. It has been recently proposed that the inner edge is not static and that the variations of young stars accretion luminosity are the signature of this interface displacements. This thesis address the question of the impact of the gas thermodynamics onto its dynamics around the dead zone inner edge. MHD simulations including the complex interplay between thermodynamical processes and the dynamics confirmed the dynamical behaviour of the inner edge. A first measure of the interface velocity has been realised. This result has been compared to the predictions of a mean field model. It revealed the crucial role of the energy transport by density waves excited at the interface. These simulations also exhibit a new intriguing phenomenon: vortices forming at the interface follow a cycle of formation-migration-destruction. This vortex cycle may compromise the formation of planetesimals at the inner edge. This thesis claims that thermodynamical processes are at the heart of how the region around the dead zone inner edge in protoplanetary disks works
 
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Jets from young stars : models and constraints Models and constraints ; [lecture notes of the First JETSET School on Jets from Young Stars: Models and Constraints, held by the Marie Curie Research and Training Network on JET Simulations, Experiments and Theory ; held in Villard de Lans, France in January 2006]
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Models and constraints ; [lecture notes of the First JETSET School on Jets from Young Stars: Models and Constraints, held by the Marie Curie Research and Training Network on JET Simulations, Experiments and Theory ; held in Villard de Lans, France in January 2006]
Alternative Names
Ferreira, J.

Ferreira, Jonathan

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