Turbulence magnétohydrodynamique et anisotropie
H. Politano

dimanche 28 novembre 2010 par Ponty Yannick

Dans de nombreux plasmas, une composante très intense du champ magnétique est mesurée. La description des plus grandes échelles de ces écoulements anisotropes peut être abordée par la MHD incompressible en présence d’un champ magnétique ambiant. Si la forte intensité de ce champ suggère une approche de type turbulence d’onde, il existe cependant différentes prédictions phénoménologiques ou théoriques pour les spectres d’énergie des régimes anisotropes. La simulation numérique est alors indispensable pour caractériser le domaine de validité de ces prédictions, et leur possible mise en échec due à la présence de structures cohérentes ou singulières. Lors du doctorat de B. Bigot, et du postdoctorat de A. Alexakis, une analyse détaillée a été menée sur le développement de l’anisotropie dans des écoulements MHD périodiques en régime de déclin (initialement excités à grande échelle puis évoluant librement), à viscosité et diffusivité magnétique identiques, i.e. à nombre de Prandtl magnétique unité, et soumis à plusieurs intensités du champ magnétique ambiant. Les transferts d’énergie, leur inhibition anisotrope accompagnée de l’élongation des structures, ainsi que les échelles spatiales caractéristiques et la dynamique propre à ces écoulements ont été caractérisés précisément. Le rôle central de l’état spectral 2D a également été mis en évidence. Dans le cas asymptotique d’un champ magnétique ambiant fort, devant les fluctuations magnétiques, la dynamique tend vers une turbulence d’onde pour laquelle un nouveau modèle des lois de déclin temporel des ondes de cisaillement et des pseudo-ondes d’Alfvén a été dérivé. La simulation numérique à la fois des équations cinétiques de la turbulence faible et des équations MHD 3D a permis de vérifier avec succès nos prédictions. Enfin, le processus de chauffage de la couronne solaire restant encore mal connu, un modèle anisotrope a été proposé en tenant compte, via la turbulence d’onde d’Alfvén, de l’effet dynamique du champ magnétique sous-jacent de la structure coronale (boucles et trous coronaux). Bien que cette turbulence mette seulement en jeu des transferts d’énergie perpendiculaires au champ magnétique moyen, le modèle permet de retrouver un flux de chauffage et une micro-vitesse turbulente comparables aux observations.

  •  Bigot, B., Galtier, S. and Politano, H., "An anisotropic turbulent model for solar coronal heating", Astronomy and Astrophysics, 490, pp. 325-337 (url) (2008) (doi :10.1051/0004-6361:20079227)
  •  Bigot, B., Galtier, S. and Politano, H., "Development of anisotropy in incompressible magnetohydrodynamic turbulence", Physical Review E, 78, p. 66301 (url) (2008) (doi :10.1103/PhysRevE.78.066301
  • Bigot, B., Galtier, S. and Politano, H., "Energy Decay Laws in Strongly Anisotropic Magnetohydrodynamic Turbulence", Physical Review Letters, 100, p. 74502 (url) (2008) (doi :10.1103/PhysRevLett.100.074502)
  • Alexakis, A., Bigot, B., Politano, H. and Galtier, S., "Anisotropic fluxes and nonlocal interactions in magnetohydrodynamic turbulence", Physical Review E, 76, p. 56313 (url) (2007) (doi :10.1103/PhysRevE.76.056313)