Turbulence multi-échelle dans le vent solaire : de la théorie aux observations

Multiscale solar wind turbulence : from theory to observations

• Auteur / Autrice : Vincent David
• Direction : Sébastien Galtier, Fouad Sahraoui
• Type : Thèse de doctorat
• Discipline(s) : Physique
• Date : Soutenance le 21/09/2023
• Etablissement(s) : université Paris-Saclay
• Ecole(s) doctorale(s) : École doctorale Ondes et Matière
• Partenaire(s) de recherche : Laboratoire : Laboratoire de physique des plasmas (Palaiseau, Essonne ; 1997-....)
• Partenaire(s) de recherche : référent : Faculté des sciences d'Orsay
• Partenaire(s) de recherche : graduate school : Université Paris-Saclay. Graduate School Physique (2020-....)
• Jury : Président / Présidente : Sergio Chibbaro
• Jury : Examinateurs / Examinatrices : Sergey Nazarenko, Christopher Chen, Bérengère Dubrulle
• Jury : Rapporteurs / Rapporteuses : Sergey Nazarenko, Raffaele Marino

Mots clés

Mots clés contrôlés

Plasmas, Dynamique des

Magnétohydrodynamique

Observations

Vents solaires

Plasmas (gaz ionisés) -- Chauffage

Plasmas (gaz ionisés) -- Turbulence

Mots clés libres

Plasma

Théorie

Turbulence

Observations

Vent solaire

Turbulence

Plasma

Theory

Observations

Solar wind

Résumé

Le vent solaire est un plasma turbulent mesuré in situ par des sondes telles que Voyager/NASA, THEMIS/ESA, ou PSP/NASA. Les mesures révèlent des fluctuations du champ magnétique sur une large gamme de fréquences, avec un changement de pente autour de 1 Hz, indiquant une transition du comportement mono-fluide MHD du plasma vers un état où ions et électrons ont une dynamique distincte. Une seconde transition est observée vers 50 Hz, au-delà de laquelle le spectre magnétique se raidit davantage, marquant un changement de physique où les effets d’inertie des électrons deviennent importants. L’étude de cette turbulence est étroitement liée à la compréhension de l’origine du chauffage local, caractérisé par une décroissance lente de la température ionique en fonction de la distance héliosphérique. Cette décroissance est interprétée comme la signature d’un chauffage résultant du transfert d’énergie des grandes échelles vers les petites échelles par la turbulence. L’objectif de cette thèse est d’étudier la turbulence du vent solaire à des échelles allant de la MHD aux échelles inertielles électroniques. Dans un premier temps, nous utilisons la loi zéro de la turbulence pour mesurer la dissipation d’énergie aux échelles MHD. Cette loi qui stipule que la dissipation d’énergie par unité de masse tend vers une limite non nulle appelée dissipation anomale lorsque les viscosité / résistivité diminuent. Une forme locale de la loi exacte de Kolmogorov est utilisée dans les données THEMIS et PSP, pour montrer que le chauffage calculé avec la dissipation anomale peut être significativement plus élevé que le chauffage moyen déduit de la loi exacte de la MHD. De plus, l’utilisation de la dissipation anomale permet de prouver la loi zéro dans un modèle simplifié de la MHD. Son application aux données Voyager 2 révèle que le chauffage généré par les chocs présents aux abords de Jupiter est dominant comparé à celui provenant des fluctuations turbulentes. Dans un deuxième temps, nous nous intéressons aux échelles sous-MHD (fréquences entre 1 et 50Hz). Les mesures in situ révèlent un comportement monofractal des fluctuations magnétiques, alors qu’aux échelles MHD un comportement (standard) multifractal est observé. Pour étudier cette différence, des simulations numériques directes 3D des équations de l’électron MHD réduite sont menées dans les régimes de turbulence d’ondes faible et forte. Ces simulations révèlent que seule la turbulence faible peut reproduire la monofractalité. Jointe à des travaux récents, ce résultat suggère qu’aux échelles électroniques le vent solaire est dans un régime de turbulence d’ondes d’Alfvén cinétique faible et sans collision. Enfin, une théorie de la turbulence d’ondes (faible) pour la MHD électronique inertielle en présence d’un fort champ magnétique externe est développée. Nous donnons les solutions exactes (spectre de Kolmogorov-Zakharov), prouvons que la cascade est directe et évaluons la constante de Kolmogorov. Ce régime devient important lorsque la masse des électrons est prise en compte. De manière remarquable, ces équations sont identiques (à une constante près) à celles décrivant la turbulence d’ondes inertielles dans les fluides non ionisés en rotation rapide. Ce lien souligne l’importance des investigations en laboratoire pour étudier la turbulence à ces échelles, actuellement difficilement accessibles aux satellites. Ces études permettent d’obtenir une vision globale du comportement turbulent du vent solaire tant d’un point de vue observationnel, que numérique ou théorique.

The solar wind is a turbulent plasma that can be measured in situ by spacecraft such as Voyager/NASA, THEMIS/ESA, or PSP/NASA. Measurements reveal magnetic field fluctuations over a wide range of frequencies, with a change in slope around 1 Hz, indicating a transition from the single-fluid MHD behavior of the plasma to a state where ions and electrons have distinct dynamics. A second transition is observed around 50 Hz, beyond which the magnetic spectrum becomes steeper, marking a change in physics where the inertia effects of electrons become significant. The study of this turbulence is closely linked to understanding the origin of local heating, characterized by a slow decrease in ion temperature with increasing heliospheric distance. This decrease is interpreted as a signature of heating resulting from the transfer of energy from large to small scales by turbulence. The objective of this thesis is to study solar wind turbulence from MHD scales to electron inertial scales. In the first part, we use the Zeroth law of turbulence to measure energy dissipation at MHD scales. This law states that energy dissipation per unit mass approaches a non-zero limit, known as anomalous dissipation, as viscosity/resistivity decreases. A local form of Kolmogorov’s exact law is used with THEMIS and PSP data to show that heating calculated using anomalous dissipation can be significantly higher than the average heating predicted by the exact MHD law. Furthermore, the application of anomalous dissipation proves the Zeroth law in a simplified MHD model. Its application to Voyager 2 data reveals that heating generated by shocks near Jupiter is dominant compared to that from turbulent fluctuations. In the second part, we focus on sub-MHD scales (frequencies between 1 and 50 Hz). In situ measurements show a monofractal behavior of magnetic fluctuations, whereas at MHD scales a (standard) multifractal behavior is observed. To study this difference, high-resolution 3D direct numerical simulations of the electron reduced MHD equations are conducted in weak and strong wave turbulence regimes. These simulations reveal that only weak turbulence can reproduce the monofractality. Combined with recent work, this result suggests that at electron scales, the solar wind is in a regime of weak kinetic Alfv´en wave turbulence without collisions. Finally, a theory of (weak) wave turbulence for inertial electron MHD in the presence of a strong external magnetic field is developed. Exact solutions (Kolmogorov-Zakharov spectrum) are provided, and it is shown that the cascade is direct. The importance of considering electron mass in this regime is highlighted. Remarkably, these equations are identical (up to a constant) to those describing inertial wave turbulence in rapidly rotating non-ionized fluids. This connection underscores the importance of laboratory investigations to study turbulence at these scales, which are currently challenging to access by satellites. These studies provide a comprehensive understanding of the turbulent behavior of the solar wind from observational, numerical, and theoretical perspectives.