Turbulence plasma dans les étoiles et les tokamaks : magnétisme, auto-organisation et transport

Plasma turbulence in stars and tokamaks : magnetism, auto-organization and transport

• Auteur / Autrice : Constance Emeriau-Viard
• Direction : Allan Sacha Brun, Yanick Sarazin
• Type : Thèse de doctorat
• Discipline(s) : Physique. Astronomie, Astrophysique
• Date : Soutenance le 06/10/2017
• Etablissement(s) : Sorbonne Paris Cité
• Ecole(s) doctorale(s) : École doctorale Astronomie et astrophysique d'Île-de-France (Meudon, Hauts-de-Seine ; 1992-....)
• Partenaire(s) de recherche : établissement de préparation : Université Paris Diderot - Paris 7 (1970-2019)
• Partenaire(s) de recherche : Laboratoire : Astrophysique Instrumentation Modélisation (Gif-sur-Yvette, Essonne ; 2005-....)
• Jury : Président / Présidente : Sylvain Chaty
• Jury : Examinateurs / Examinatrices : Allan Sacha Brun, Yanick Sarazin, Sylvain Chaty, Olivier Agullo, Jérôme Bouvier, Laurène Jouve, Scott G. Gregory
• Jury : Rapporteurs / Rapporteuses : Olivier Agullo, Jérôme Bouvier

Mots clés

Mots clés contrôlés

Théorie dynamo (physique spatiale)

Théorie du transport

Convection (astrophysique)

Évolution stellaire

Étoiles -- Champs magnétiques

Plasmas (gaz ionisés) -- Turbulence

Mots clés libres

Gyrocinétique

Gyrokinetic

Résumé

Dans les plasmas magnétisés, l'interaction entre la turbulence, le magnétisme et les cisaillements grandes échelles joue un rôle important sur l'organisation du plasma et sur les processus de transport qui s'y produisent. Cette interaction et ses conséquences peuvent être étudiées dans leur développement non linéaire avec des simulations numériques hautes performance multi-dimensionnelles et par une analyse détaillée (dans l'espace physique et dans l'espace spectral) des processus de transport dans les plasmas. Dans cette thèse, nous nous intéresserons au cas des plasmas stellaires et de tokamaks. La première partie introduit les concepts fondamentaux de la physique des plasmas, communs aux deux domaines, puis les spécificités de chacun des plasmas avec la magnétohydrodynamique et l'évolution stellaire pour les plasmas stellaires et la théorie gyrocinétique pour les plasmas de tokamaks. La seconde partie se concentre sur les plasmas stellaires. À l'aide de simulations numériques 3D d'étoiles de type GK avec le code ASH, nous étudions l'influence du nombre de Rossby sur la convection. On détermine une transition à Ro=1 entre les faibles Ro ayant un profil de rotation différentielle de type solaire, ou à bandes comme Jupiter, et les Ro plus élevés pour lesquels la rotation est anti-solaire avec un équateur plus lent que les pôles. Nous proposons ensuite une suite de neuf modèles permettant de simuler les changements du champ magnétique au cours de l'évolution stellaire, de la phase d'étoile jeune, avec disque d'accrétion, à l'âge solaire. Au cours de la pré-séquence-principale (PMS), le taux de rotation et la structure interne de l'étoile changent de manière importante avec l'apparition et la croissance du coeur radiatif. Nous trouvons que que l'énergie magnétique augmente alors globalement à l'approche de la zero age main sequence (ZAMS). La topologie du champ devient de plus en plus complexe avec une composante dipolaire plus faible et un champ magnétique moins axisymétrique. Ce champ est généré par une dynamo type alpha-Omega pour laquelle l'effet Omega devient de plus en plus dominant lorsque l'étoile passe de 1Mans à 50 Mans, i.e. la zone convective s'amincit. Le champ magnétique contenu dans la zone radiative possède une topologie mixte poloidale toroidale qui satisfait les critères de stabilité des instabilités MHD en zone radiative. Une fois arrivé sur la ZAMS, la structure interne de l'étoile se stabilise et seul le taux de rotation change au cours de la séquence principale (MS), l'étoile étant ralentit par les vents magnétisés. Le ralentissement de l'étoile provoque une diminution de l'énergie magnétique contenue dans la zone convective. Une transition du profil de rotation différentielle peut être observée car le nombre de Rossby se rapproche de 1 et nous analysons les conséquences sur la topologie et les transferts spectraux entre les composantes du champ magnétique dynamo. La troisième partie de ce manuscrit aborde également les transferts spectraux d'énergie grande échelle dans les plasmas de tokamaks. L'utilisation du code gyrocinétique 5D GYSELA permet de simuler ces avalanches. Après une caractérisation de ces transferts, en espace et en vitesse, nous utilisons un diagnostic spectral sur l'entropie pour mieux comprendre leur origine et leur dynamique. Un lien de causalité "flux de chaleur turbulent" - gradient de température — "cisaillement" peut alors être mis en évidence. Finalement, au vu des résultats obtenus, nous discutons les similarités entre les deux type de plasmas et proposons des pistes pour de futurs développements.

In magnetized plasmas, the interaction between the turbulence, the magnetism and shearing at large scales plays an important role in the organization of plasma and on transport processes. This interaction and its consequences can be studied in the non-linear development with high performance numerical simulations and by a precise analysis (in real space and in spectral space) of the transport processes in plasmas. In this thesis, we focus on stellar and fusion plasmas.The first part introduces the fundamental concepts of plasma physics then the specificities of each type of plasma, with the magnetohydrodynamics and stellar evolution for stellar plasmas and gyrokinetic theory for fusion plasmas. The second part focuses on stellar plasmas. Thanks to 3D numerical simulations of GK stars with the ASH code, we study the influence o the Rossby number on convection. We characterize a transition at Ro = 1 between low Rossby numbers that have a solar-like differential rotation profile or a Jupiter-like profile, and high Rossby numbers that have an anti-solar rotation profile with an equator slower than the poles. Then we choose nine models that enable us to simulate the changes in magnetic field during stellar evolution, from the disk-locking phase to the solar age. During the pre main sequence (PMS), the stellar rotation rate and internal structure change drastically with the birth and growth of the radiative core. We observe that the magnetic energy globally increases when arriving on the zero age main sequence (ZAMS). The topology of the magnetic field becomes more and more complex with a slower dipolar component and a less axisymmetric magnetic field. This field is generated by a dynamo alpha-Omega for which the Omega effect becomes more and more predominant as the star ages from 1Myr to 50Myrs, i.e. the convective zone becomes shallower. The magnetic field contained into the radiative zone possesses a mixed poloidal-toroidal topology that satisfies the stability criteria of instabilities in stably stratified zones. Once arrived on the ZAMS, the internal structure of star settles down and the rotation rate is the only stellar parameter that changes during the main sequence (MS), the star being slowed down by magnetized winds. The slowdown of the star induces a decrease of the magnetic energy contained into the convective zone. We observe a transition of the differential rotation profile since the Rossby number is closer to 1 and thus we analyze the consequences on the topology and on the spectral transfer between the components of the dynamo magnetic field. The third part of this manuscript address the spectral transfers of energy at large scales in fusion plasmas. The use of the 5D gyrokinetic numerical code GYSELA enables us to simulate these avalanches. After a characterization of these transfers, in space and velocity, we use a spectral diagnostic on entropy to have a better understanding of their origin and dynamics. A causal relation "turbulent heat flux" - temperature gradient - "shearing" can be emphasize. Finally, by looking at the results we obtained, we discuss on the similarities between the two types of plasmas and propose some leads for future developments.