Turbulence et Chauffage dans le Vent Solaire – THESOW

La turbulence est omniprésente dans les plasmas spatiaux et astrophysiques. Elle est en effet impliquée dans tous les phénomènes physiques tels que les transports de masse, les transferts/dissipation d'énergie et de la reconnexion magnétique. Contrairement aux fluides neutres, où la dissipation d'énergie se fait par les effets visqueux provenant de collisions de particules à l'échelle microscopique, la plupart des plasmas spatiaux sont sans collision. La plupart des processus pertinents se produisent donc sous forme d'interactions entre les particules chargées du plasma et les champs électromagnétiques collectifs.
Le vent solaire (VS) est certainement l’un des plasmas astrophysique les plus accessibles à des mesures in-situ. La plupart des observations de la turbulence dans le VS étaient généralement focalisées sur les grandes échelles, dites MHD, où le spectre d’énergie suit une loi de puissance de type Kolmogorov ~ f-5/3. Ce spectre est généralement attribué aux interactions fortement non linéaires entre les ondes d'Alfvén. Cependant, les propriétés spatiales de la turbulence, par exemple les spectres de nombre d'onde et leurs anisotropies, sont encore sujettes à d’intenses recherches. D’autres questions demeurent encore sans réponses depuis des décennies, par exemple à quelle échelle physique la turbulence MHD termine t-elle sa cascade? Quels sont les processus pertinents de sa dissipation (résonances cyclotron et / ou Landau, reconnexion magnétique, etc)? Répondre à ces questions est crucial pour comprendre les problèmes d’accélérations de particules et de chauffage dans le VS et dans d'autres plasmas astrophysiques (par exemple, les rayons cosmiques ou le chauffage de la couronne solaire).
Le projet que nous proposons ici vise à répondre à ces questions difficiles. Pour cela nous allons étudier la cascade de la turbulence et de sa dissipation dans le VS à partir des échelles MHD jusqu'à l'échelle d'électrons, et nous allons utiliser une approche multiple combinant: i) des observations in-situ disponibles à partir des missions multi-satellitaires; ii) des simulations numériques pour modéliser la complexité de la turbulence aux échelles MHD jusqu'à l'échelle cinétique où elle est dissipée; iii) et la modélisation théorique pour faire des prédictions réalistes qui peuvent être testées dans les données.
Les observations seront faites en utilisant principalement les données des quatre satellites Cluster, qui offrent une chance unique d'identifier et de caractériser en trois dimensions (3D) des structures dans les plasmas spatiaux. De plus, ses satellites fournissent des mesures des champs électromagnétiques (E et B) avec une haute résolution temporelle (jusqu'à ~ 100 Hz dans le repère du satellite), ce qui permet d’étudier les petites échelles du VS jamais explorées jusqu’ici. Tout au long de ce travail, nous allons utiliser de nouvelles techniques de traitement du signal, qui permettent une exploitation optimum de la disponibilité des données multi-satellites. Nous allons également développer puis étendre les techniques existantes pour étudier les nouveaux problèmes ciblés par cette proposition. Les observations attendues seront systématiquement comparées aux prédictions théoriques existantes, aux nouvelles qui seront faites dans le cadre de ce projet, ainsi qu’aux résultats des simulations numériques. Les simulations seront réalisées avec le code 3D dit Landau-Fluid (LF) code. Le modèle LF est une extension de la MHD compressible qui tient compte des effets cinétiques linéaires jouant un rôle important à l'échelle des ions, à savoir l’effet d’amortissement Landau et les effets de rayon de Larmor finis. Il est donc très approprié pour traiter les problèmes de la cascade d'énergie et de dissipation par effets cinétiques.
Les résultats qui seront obtenus durant ce projet auront un impact profond à la fois sur la physique du VS, mais aussi sur l'étude d'autres objets astrophysiques moins accessibles aux mesures in-situ.