Transfert et dissipation vent solaire
A. Noullez

dimanche 28 novembre 2010 par Ponty Yannick

Depuis plusieurs années, nous travaillons avec nos collègues italiens à l’analyse des données de différents satellites (Helios, Ulysses, ACE, Wind) qui mesurent in situ toutes les composantes vectorielles de la vitesse et du champ magnétique dans le vent solaire. Parmi les questions, une des plus intéressantes est la corrélation entre vitesse et champ magnétique, pour les fluctuations Alfvéniques, mais également les corrélations de leurs magnitudes. Nous avons étudié ces corrélations et montré que les magnitudes sont effectivement fortement corrélées dans le vent rapide, mais que cette
corrélation décroît avec la distance et n’existe pas dans le vent lent. De plus, le champ magnétique est plus intermittent que la vitesse, et présente des lois d’échelle anormales. Le champ magnétique ou sa magnitude ne semble donc pas pouvoir être considérés comme des quantités passives dans le vent solaire.

Une autre résultat important est la démonstration d’une cascade turbulente au sein du vent solaire. L’observation par les différents satellites d’un spectre en loi de puissance -5/3 n’est pas suffisante, car le seul résultat exact en turbulence est la relation de Kolmogorov pour les moments d’ordre 3 des incréments de vitesse, qui doivent dépendre linéairement de la séparation avec une amplitude proportionnelle au taux de transfert d’énergie dans la cascade. Cette relation a été généralisée à la turbulence MHD, et nous l’avons vérifiée dans des données de vent solaire polaire rapide obtenues par le satellite Ulysses, démontrant ainsi la nature turbulente du vent solaire, et permettant la première détermination du taux de dissipation. Nos mesures montrent également que la turbulence semble être un des ingrédients principaux au réchauffement du vent solaire avec l’éloignement au Soleil.

Nous avons également étudié les effets de la compressibilité dans le vent solaire en utilisant une forme modifiée de la relation de Yaglom, qui pèse les flux turbulents par la densité. Cette cascade "compressible" est effectivement plus fréquente que la cascade "incompressible" et conduit à des transferts d’énergie plus importants. L’explication la plus probable de ce phénomène est une corrélation entre les gradients de densité et de vitesse, par exemple dans les chocs ou sur les bords de tubes de champ qui seraient présents au sein du vent solaire.

 Sorriso-Valvo, L., Carbone, V., Marino, R., Noullez, A., Bruno, R. and Veltri, P., "Scaling Laws of Turbulence and Heating of Fast Solar Wind : The Role of Density Fluctuations", Physical Review Letters, 104, p. 189002 (2010) (doi :10.1103/PhysRevE.81.046312)

 Carbone, V., Marino, R., Sorriso-Valvo, L., Noullez, A. and Bruno, R., "Scaling Laws of Turbulence and Heating of Fast Solar Wind : The Role of Density Fluctuations", Physical Review Letters, 103, p. 61102 (2009)(doi :10.1103/PhysRevLett.104.189002)

 Yordanova, E., Balogh, A., Noullez, A. and von Steiger, R., "Turbulence and intermittency in the heliospheric magnetic field in fast and slow solar wind", Journal of Geophysical Research (Space Physics)114, p. 08101 (2009) (doi :10.1029/2009ja014067)

 Marino, R., Sorriso-Valvo, L., Carbone, V., Noullez, A., Bruno, R. and Bavassano, B., "The Energy Cascade in Solar Wind MHD Turbulence", Earth Moon and Planets, 104, pp. 115-119 (2008) (doi :10.1007/s11038-008-9253-z)