Le rayonnement Le transfert radiatif est le domaine de la physique qui décrit la propagation et les interactions des photons avec la matière. La presque totalité des informations sur les astres nous parvenant sous forme de lumière, la communauté des astrophysiciens s’implique fortement dans le traitement du transfert radiatif pour comprendre l’émission de photons et leur propagation jusqu’à nous. Il s’agit donc d’un outil puissant, capable de diagnostiquer les conditions physiques au sein des astres (densité, pression, température, composition chimique). Ce qui ne veut pas dire que le rayonnement doive être seulement considéré comme un élément passif pour le diagnostic. Il s’agit également d’un acteur dynamique important qu’il faut prendre en compte pour reproduire la formation et l’évolution des systèmes astrophysiques. Aujourd’hui, grâce à la puissance croissante des ordinateurs, de nouvelles méthodes voient le jour, permettant de coupler dynamiquement le transfert radiatif et l’hydrodynamique. Cet article présente, de manière schématique, les méthodes numériques relatives au transfert radiatif. Vu leur nombre, il reste impossible de décrire les photons pris individuellement. Il faut passer par leur fonction de distribution : I(x,t,n,). Dans cette fonction, I correspond au nombre de photons par unité de volume au point x, au tempst, ayant une direction de propagation n et une fréquence. L’équation du transfert radiatif détermine l’évolution, dans le temps et dans l’espace, de la fonction de distribution : en l’absence de matière, les photons se propagent en ligne droite mais s’ils rencontrent de la matière, ils peuvent se voir absorbés ou diffusés dans une autre direction tandis que la matière émet alors de nouveaux photons. L’équation du transfert indique alors que la variation du nombre de photons se propageant suivant une direction équivaut au nombre de photons émis ou diffusés par la matière dans cette direction, moins le nombre de photons absorbés ou diffusés dans une autre direction. En théorie, suivre l’évolution de la fonction de distribution ne présente pas de difficulté. Mais en pratique, il s’agit d’un problème véritablement délicat et coûteux en temps de calcul. En effet, en plus du facteur temps, la fonction de distribution dépend d’autres paramètres : trois pour la position x, deux pour déterminer la direction n et un autre pour la fréquence. Échantillonner chaque paramètre avec N points, suppose alors que la grille de simulation comporte N 6 éléments, ce qui devient rapidement impossible pour des valeurs « raisonnables » de N. À titre de comparaison, pour une simulation hydrodynamique, il faut seulement N 3 éléments pour échantillonner chaque variable. Mais au regard de ces difficultés, inhérentes à la résolution de l’équation du transfert, de nom - breuses approches simplificatrices se développent. La plus simple d’entre elles suppose un milieu complètement transparent – le cas de nombreux systèmes astrophysiques où la densité de gaz s’avère très faible. Dans cette hypothèse, un photon émis s'échappe du système sans interagir avec la matière. Connaître ou calculer sa trajectoire devient inutile puisqu’il suffit de prendre en compte la perte d'énergie correspondante pour le gaz. Dans ce cas, CEA les chercheurs parlent plutôt de refroidissement que de transfert radiatif. Sur le plan technique, il faut ajouter, dans l’équation sur l’énergie du gaz, un terme qui permet de prendre en compte tous les processus d’émission du gaz à l’origine de la perte d’énergie. En présence de molécules ayant de nombreuses raies d'émission, il peut s’agir de processus complexes. La figure 1 présente une carte de densité issue d'une simulation du milieu interstellaire. Les petites structures denses (les plus claires) résultent d'un refroidissement plus intense qui a baissé l'énergie interne, et donc la pression, dans ces régions ensuite comprimées par le milieu extérieur. Ce processus de fragmentation par instabilité thermique marque une étape importante dans la formation des cœurs protostellaires, notamment parce qu’il fixe leur masse. Mais au fur et à mesure qu’elle se densifie, la matière devient opaque au rayonnement, ce qui empêche de partir du postulat de la transparence du milieu – il s’agirait d’une très mauvaise approximation. Une solution existe pour étendre la méthode précédente à des régions optiquement épaisses, tout en conservant une technique numérique simple : elle consiste à supprimer le refroidissement radiatif au-delà d’un certain seuil en densité. C’est notamment ce qui est Figure 1. Carte de densité d’une simulation du milieu interstellaire. Le domaine de simulation fait environ 50 années-lumière. Les petites structures denses (les plus claires) se sont formées par l’instabilité thermique due au refroidissement. Ce sont des cœurs denses dans lesquels se forment les étoiles. CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 145