Abstract FR:

Comment ces ejections impressionnantes que sont vents et jets astrophysiques, font-elles pour se former, et pour collimater ? quelles differences presentent ces deux types d'ecoulements de plasma ? le present travail tente de repondre a ces questions a partir d'un modele simple qui repose sur les equations magnetohydrodynamiques axisymetriques et stationnaires. La forme des lignes de champ poloidales est donnee jusqu'au point magnetosonique rapide. L'equilibre des forces transversales aux lignes de champ est assure sur la surface d'alfven, et les conditions de criticalite deduites de l'equation de bernoulli sont definies aux deux autres points critiques de l'ecoulement. On en tire l'energie specifique, le moment angulaire et le taux de perte de masse, qui sont constants sur chaque ligne de flux. Cela permet de traiter de facon coherente la structure asymptotique en fonction de conditions quelconques a la base de ces vents. On trouve, ainsi, que les rotateurs rigides peuvent etre regroupes en deux grandes classes. D'une part, la classe des rotateurs lents, associes aux vents, possede des surfaces critiques quasi-spheriques et un courant poloidal diffus, et d'autre part, la classe des rotateurs rapides, qui correspondent aux jets, developpe des surfaces critiques fortement deformees et un courant important et concentre autour de l'axe de rotation. Independamment de la classe de rotateur, la vitesse angulaire est limitee de maniere superieure, pour un taux de perte de masse donne, et meme sans pression confinante, la collimation des rotateurs magnetiques est asymptotiquement cylindrique. Enfin, l'etude en modes normaux de la stabilite lineaire des equilibres asymptotiques montre que les instabilites axisymetriques dominent les modes internes. Ce phenomene pourrait etre a l'origine des nodules observes dans de nombreux jets