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Magnétopause de la Terre
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Chercheurs LPP
G. Belmont, N. Cornilleau-Wehrlin, A. Retinò, L. Rezeau
Sélection de publications
- Manuzzo, R., Belmont, G., Rezeau, L., Califano, F., Denton, R., Crossing of Plasma Structures by spacecraft : a path calculator, J. Geophys. Res. Space Physics, 12, doi :10.1029/2019JA026632, (2019)
- Dorville N., Belmont G., Rezeau L., Grappin R., Retinò A., Rotational/compressional nature of the magnetopause : Application of the BV technique on a magnetopause case study, Journal of Geophysical Research Space Physics 119 1898-1908 (2014)
- Rossi C., Califano F., Retinò, A., Sorriso Valvo L., Henri P., Valentini F.,
Servidio S.,Chasapis A.,and Rezeau L., Two dimensional turbulence inside Kelvin-Helmholtz vortices at the terrestrial magnetopause, Physics of Plasmas, 22, (12), 2303, doi:10.1063/1.4936795, (2015)
Qu’est-ce qu’une magnétopause ?
La Terre, comme d’autres planètes ou satellites du système solaire, possède un champ magnétique propre, principalement généré par un effet de dynamo dû aux mouvements de convection dans le noyau terrestre, composé à 90% de fer liquide. Proche de la Terre, ce champ est essentiellement dipolaire. Cependant, à de plus grandes distances, de l’ordre de plusieurs rayons terrestres, il est comprimé et déformé par l’effet de son interaction avec le vent solaire. La région dominée par le champ magnétique terrestre, appelée magnétosphère, possède donc une forme aplatie en direction du soleil (nez de la magnétosphère) et allongée de l’autre côté (queue magnétosphérique).
- Magnetosphère de la Terre
- Schéma de l’interaction entre le vent solaire et la magnétosphère. Le soleil est loin sur la gauche. Les lignes de force du champ magnétique (en violet) sont calculées à l’aide du modèle de Tsyganenko. Le vent solaire est indiqué par les flèches jaunes.
Credit. P. Robert, LPP
Lorsque le vent supersonique de particules chargées émis par le soleil rencontre cet obstacle magnétique, il est ralenti et comprimé par un choc, formant, autour de la magnétosphère terrestre, la région appelée magnétogaine. Cette région entoure la magnétosphère, qui apparaît comme une "bulle" à l’intérieur de celle-ci, de densité dix fois inférieure et de température dix fois supérieure. Le champ magnétique de la magnétogaine, essentiellement représentatif de celui porté par le vent solaire, est très différent, en particulier pour sa direction, de celui généré par la dynamo terrestre.
La frontière appelée magnétopause terrestre est la frontière fine qui existe entre la magnétogaine et la magnétosphère, c’est-à-dire entre deux régions de champs magnétiques différents, ainsi que de densité et de températures différentes. Elle ne présente pas une forme régulière ni une position constante, mais est sans-cesse en mouvement et déformée, du fait des variations du vent solaire, du développement local d’instabilités et de l’existence d’ondes de surface notamment. Sa distance à la Terre relativement faible en fait un lieu privilégié pour l’étude in-situ de telles interfaces fines de transition entre deux plasmas et champs magnétiques différents. Son étude est d’intérêt général en astrophysique et en physique des plasmas. Elle est le lieu de processus universels tels que la reconnexion magnétique ou l’instabilité de Kelvin-Helmholtz.
L’exploration spatiale
Un certain nombre de missions scientifiques auxquelles participe le LPP ont ainsi parmi leurs objectifs une meilleure compréhension de la structure de cette frontière et des processus s’y déroulant. C’est notamment le cas des missions Cluster, THEMIS, ou MMS. Un certain nombre de missions d’exploration plus lointaine, comme la mission Cassini, permettent aussi d’étudier les magnétopauses d’autres objets du système solaire.
Les questions abordées au LPP
Les études menées au LPP concernent la détermination de la structure de la frontière quand elle est au repos et la façon dont elle se trouve perturbée. Au repos, il s’agit de comprendre comment le plasma du vent solaire et celui de la magnétosphère s’interpénètrent. Peut-on décrire cette frontière simplement à l’aide des théories des discontinuités dans les plasmas ? Comment diagnostiquer cette structure expérimentalement et comment peut on la comprendre théoriquement (équilibres cinétiques) et à l’aide de simulations numériques ? Il s’agit en fait d’une frontière complexe, loin d’être toujours stationnaire et étanche, qui se trouve perturbée par les inhomogénéités du plasma du vent solaire incident et par des instabilités locales, en particulier l’instabilité de Kelvin-Helmholtz et l’instabilité de déchirement (tearing instability). D’un point de vue expérimental, cela pose des problèmes délicats de traitement des données : Est-elle plane ? Quelle en est la direction normale ? Comment caractériser son mouvement ? Comment diagnostiquer la présence d’instabilités ?
Dans la même rubrique :
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- La reconnexion magnétique
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