Peter Quigley

Université Western

Peter Quigley est étudiant en deuxième année de maîtrise à l'Université Western, sous la direction de la professeure Carol E. Jones. Son projet porte sur la simulation de l'évolution de disques visqueux autour d'étoiles massives en rotation rapide, à l'aide d'un code hydrodynamique sur mesure.

Les étoiles Be sont une classe particulière d'étoiles B, deuxièmes étoiles les plus massives, dont la rotation est proche de la vitesse critique à laquelle leurs couches externes ne sont plus maintenues par la pression. En raison d'un phénomène à la surface, de la matière est continuellement éjectée de l'équateur en orbite autour de l'étoile, formant progressivement un disque chaud et visqueux de « décrétion ». Comme le disque est constamment alimenté en matière nouvelle par le bord interne, le moment cinétique est transporté vers l'extérieur, provoquant la croissance du disque. Dans de nombreux cas, un compagnon binaire orbite autour de l'étoile Be et se nourrit de la matière en décrétion lors d'événements énergétiques répétés.

Grâce au mécanisme d'alimentation unique de leurs disques, les étoiles Be constituent un élément essentiel de la compréhension de l'évolution stellaire, de la dynamique des fluides et de la mécanique orbitale par les astronomes. Le projet de Peter vise à examiner de près le moment angulaire perdu par l'étoile au profit du disque et à suivre son flux tout au long de l'évolution du disque. En mesurant la quantité de moment angulaire qui s'éloigne de l'étoile, Peter espère mieux contraindre les processus à la surface qui maintiennent l'étoile en rotation près de la vitesse critique. Pour ce faire, il utilise un code d'hydrodynamique 3D pour construire plusieurs systèmes binaires Be « typiques », chacun doté d'un disque préconstruit, et enregistre la position et la vitesse des particules accrétées sur l'étoile primaire ou secondaire, ainsi que celles éjectées de la simulation. Cette approche permet de mesurer avec précision l'influence des paramètres orbitaux, des conditions initiales du disque et des taux d'injection sur les flux d'accrétion dans ces fascinants systèmes stellaires.