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Les ondes de choc sans collision

Dans les gaz on connait les ondes de choc que l’on rencontre devant un obstacle sur le trajet d’un vent supersonique. dans les plasmas aussi, on trouve des ondes de choc.

 Les chercheurs du LPP :

P. Canu, D. Fontaine, P. Savoini

 Quelques articles significatifs :

 Qu’est-ce qu’une onde de choc ?

Une onde de choc est essentiellement un convertisseur d’énergie. Elle convertie l’énergie d’un flot incident (énergie cinétique dirigée) en énergie thermique (chauffage).

Dans un fluide, c’est une zone localisée de forts gradients à travers laquelle le fluide passe d’un état supersonique (Vfluide > Vinfo) à un état subsonique (Vfluide ≤ Vinfo) où Vinfo est la vitesse caractéristique à laquelle l’information peut se propager. Dans un fluide ordinaire comme l’air ou l’eau, cette vitesse est la vitesse du son et se sont les collisions entre particules qui sont à l’origine, à l’échelle microscopique, de cette dissipation. Dans un fluide non collisionnel comme le sont les plasmas spatiaux, le problème est tout autre car ce couplage via les collisions y est absent et se sont des interactions ondes-particules beaucoup plus complexes qui sont à l’œuvre.

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Figure 1. Illustration de l’écoulement d’un fluide rencontrant un obstacle fixe. A gauche, le fluide est subsonique et donc l’information de la présence de l’obstacle peut être transmise au fluide, celui-ci s’écarte en arrivant dessus. A droite, le fluide est supersonique et aucune information ne peut parvenir au fluide, celui-ci percute alors l’obstacle, créant une zone où la densité, la température et la vitesse augmentent, la frontière extérieure de cette zone est l’onde de choc.
Source P. Savoini

L’importance de ces ondes de choc est évidente lorsque l’on se souvient que l’Univers dans son ensemble est constitué de plasmas en mouvement. Il existe un flot de plasma, donc d’énergie, entre les planètes, les étoiles et les galaxies. Des ondes de choc existent dans l’atmosphère du soleil (la couronne) durant les éruptions solaires et d’autres événements actifs du soleil. Les éruptions et les éjections de masse coronale injectent dans le vent solaire des particules rapides créant des ondes de choc interplanétaires qui se propagent à travers tout le système solaire. Plus loin de nous, on peut trouver des jets de matière venant de galaxies actives dont l’interaction avec le milieu interstellaire peut aussi générer de telles structures. Durant l’explosion d’une étoile (supernova), une quantité énorme d’énergie est déposée dans un temps très court dans le milieu interstellaire, si bien que des ondes de choc se forment et se propagent vers l’extérieur, etc...

 L’onde de choc terrestre

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Figure 2.
Vue d’artiste représentant les différentes régions caractéristiques du choc sans collision de la Terre. Les zones colorées devant d’onde de choc, représentent le pré-choc électronique (en jaune) et le pré-choc ionique (en rouge). Les lignes de champ magnétiques interplanétaires sont en bleu. Source Tsurutani et Rodriguez, 1981

Au LPP, on étudie essentiellement l’onde de choc terrestre créée par l’interaction du vent solaire, plasma chaud et peu dense en expansion, avec la magnétosphère de la Terre. En effet, cette onde de choc a l’immense avantage d’être dans notre banlieue proche et donc d’autoriser une étude in-situ très complète de sa structure.

La mise en évidence expérimentale d’une telle structure a été réalisée dans les années 1960 grâce au satellite IMP-1 et son étude s’est poursuivie jusqu’ici, à l’aide de satellites de plus en plus puissants tel que l’escadre de satellites Cluster. Une compilation des données expérimentales et de résultats de simulations numériques a permis de mettre en évidence les deux principaux paramètres caractéristiques de l’onde de choc terrestre :

  • l’angle de propagation :  \Theta_{Bn} . C’est l’angle entre la normale locale au choc et le champ magnétique interplanétaire.
    On peut définir deux grands domaines de propagation :

(i) le domaine quasi-perpendiculaire :

45 \leq  \Theta_{Bn} \leq  90

qui se caractérise par un saut très net du champ magnétique et de la densité sur une distance étroite (Dchoc 100 km)
(ii) le domaine quasi-parallèle :

0  \leq  \Theta_{Bn} \leq  45

beaucoup plus turbulent. Il se caractérise par des fluctuations de grande amplitude du champ magnétique et de la densité. Il s’étend sur une longueur spatiale Dchoc beaucoup plus importante (allant de 1000 km à plusieurs rayons terrestres) qui rend d’ailleurs parfois ambigüe la localisation même du "choc".

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Figure 3. Synoptique d’un choc non-collisionnel similaire au choc magnétosphérique terrestre. La direction du champ magnétique interplanétaire (non perturbé) est indiquée sur la plate-forme de base. L’amplitude de B (perturbé) est représentée perpendiculairement par rapport à cette plateforme. La flèche rouge donne la direction du vent solaire.
Source Greenstadt and Fredricks, 1979

Le choc est ainsi défini sur la figure 3 par la signature du module du champ magnétique (en ordonnées) obtenue dans le plan de l’écliptique. Le choc est bien entendu courbe (à deux dimensions sur la figure et à trois dimensions en réalité).

  • le nombre de Mach : Ce paramètre est défini comme le rapport entre la vitesse d’écoulement du plasma en amont de l’onde de choc et la vitesse caractéristique associée. C’est une mesure directe de l’énergie apportée par le vent solaire et qui devra être dissipée par l’onde de choc. Comme on peut s’y attendre, plus le nombre de Mach est élevé, plus l’énergie disponible est importante et plus l’onde de choc possède des propriétés spectaculaires. Dans le système solaire, les chocs qui peuvent y être trouvés ont des nombres de Mach compris entre 1 et 20. De manière plus générale, ces nombres peuvent être plus importants dans certaines circonstances et même atteindre des facteurs de l’ordre de 1000 dans les restes des supernovae. Il est intéressant de noter qu’au delà d’une certaine valeur critique MA* ( 3-4), l’onde de choc réfléchit une partie des ions ce qui provoque un comportement non stationnaire comme illustré par la figure 4, comportement prédit par les simulations numériques avant d’être observées expérimentalement.
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    Figure 4. Simulation auto-cohérente d’une onde de choc perpendiculaire montrant l’espace des phases des ions (leur vitesse Px le long de la normal au choc) au cours du temps. Le profil du champ magnétique associé est reporté en mauve. Source P. Savoini

 Etudes sur le préchoc ionique réalisées au LPP :

Comme son nom l’indique, cette région en rouge sur la figure 2 se trouve devant le choc mais lui est magnétiquement connectée. Ce préchoc est essentiel dans la morphologie des ondes de choc planétaires et interplanétaires et il est propre aux chocs non-collisionnels. En effet, ce préchoc peut sembler paradoxal puisque l’onde de choc doit être considérée comme un ” horizon ”, c’est-à-dire la limite au-delà de laquelle aucune information ne peut se propager (voir figure 1). Ce paradoxe peut être résolu en se rappelant que dans un plasma non collisionnel (et seulement dans ce type de plasma !), les particules peuvent avoir des vitesses quelconques (mais bien sûr inférieure à la vitesse de la lumière). Cette région du préchoc est donc peuplé par des ions ayant été réfléchis par l’onde de choc, après y avoir été accélérés à de très grandes vitesses.
De telles particules transportent beaucoup d’énergie, interagissent avec le milieu ambiant et produisent une multitude d’ondes (instabilités), faisant du préchoc un bestiaire très riche constitué de différents types de particules et d’ondes.
Des simulations récentes concernant le choc quasi-perpendiculaire ont permis d’obtenir des informations sur les différentes populations d’ions réfléchis en amont, à savoir les faisceaux alignés "Field-Aligned Beam" (ou FAB) et les faisceaux non gyrotrope "Gyro-phase bunched population" (ou GPB) qui se caractérisent par des fonctions de distributions comme illustrées par la figure 5. Cette étude est en cours mais à permis de montrer que l’onde de choc elle-même pouvait être à l’origine de ces deux populations et ce grâce à un mécanisme d’accélération commun [Savoini et Lembège, 2015].

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Figure 5. Différent types de population d’ions réfléchis sont présentes dans le préchoc ionique : les FAB et les GPB. Observés à la fois expérimentalement par CLUSTER [Meziane et al., 2004, 2005] et dans les simulations numériques 2D PIC [Savoini et Lembège, 2013, 2015].
Source P. Savoini

 Etudes sur l’interaction entre un nuage magnétique et l’onde de choc réalisées au LPP :

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Figure 6. Représentation schématique d’un nuage magnétique dans le plan de l’écliptique
Source Zurbuchen et Richardson (2006).

L’idée que les éruptions solaires libèrent des nuages de plasma qui se propagent ensuite dans le milieu interplanétaire a été proposée par Sidney Chapman en 1929. Ces structures sont appelées des éjections de masse coronales. Les nuages magnétiques en sont un cas particulier, ils sont caractérisés par une structure magnétique bien définie. Au niveau de la Terre, environ un tiers des éjections de masse coronales observées sont des nuages magnétiques qui jouent un rôle central dans les relations Soleil-Terre, notamment parce qu’ils sont à l’origine des tempêtes géomagnétiques les plus intenses.
L’étude de leur interaction avec l’environnement terrestre présente donc aussi un intérêt majeur parce qu’elle soulève des questions plus fondamentales, telles que la façon dont s’effectue le couplage entre vent solaire et magnétosphère.
Nous avons donc ainsi pu montrer que si le choc traversé est en régime quasi-perpendiculaire, la structure magnétique du nuage magnétique est peu modifiée dans la magnétogaine, tandis qu’elle varie fortement au passage d’un choc quasi-parallèle [Turc et al., 2013, 2014, 2015].
C’est ainsi qu’en aval d’un choc quasi-parallèle, la direction du champ magnétique varie de plus de 50◦ par rapport à celle observée dans le vent solaire. Dans ce régime de choc, nous retrouvons les fluctuations de densité et de champ magnétique observées par Cluster. Les simulations montrent, toutefois, que le nuage magnétique modifie la structure à grande échelle de ces régions de l’environnement planétaire. En particulier, la tension magnétique due au drapé des lignes de champ autour de la magnétopause tend à accélérer efficacement les particules dans les secteurs de la magnétogaine perpendiculaires au champ magnétique en amont du choc. Du fait de la rotation lente du champ magnétique au sein du nuage magnétique, ces régions se déplacent au fur et à mesure de son passage. Par ailleurs, l’arrivée du nuage magnétique a aussi un impact important sur la zone du pré-choc qui voit sa dynamique totalement modifiée par l’arrivée du nuage subissant une forte atténuation due à la diminution du nombre de Mach d’Alfvén mais aussi une rotation globale due à l’orientation du champ magnétique qui tourne dans le nuage.

Ces résultats montrent qu’il est indispensable de prendre en compte la magnétogaine pour atteindre une compréhension plus fine de l’impact de ces structures sur l’environne- ment terrestre, car l’orientation de leur champ magnétique peut varier de façon significative en aval du choc, le plasma est accéléré à des vitesses pouvant être supérieures à celle du vent solaire sur les flancs de la magnétosphère et des régions turbulentes apparaissent au voisinage du choc quasi-parallèle, en amont comme en aval.


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