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Turbulence
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La turbulence est un phénomène universel qu’on observe dans les fluides et dans les plasmas. Il s’observe dans une grande gamme d’échelles, depuis les tourbillons derrière une pile de pont, jusqu’aux échelles astrophysiques. Dans les plasmas, la turbulence se caractérise par un comportement désordonné, tourbillonnaire, chaotique qu’on observe sur toutes les grandeurs caractéristiques du milieu, la vitesse mais aussi le champ électromagnétique.
Chercheurs LPP
G. Belmont, R. Grappin, S. Galtier, L. Rezeau, F. Sahraoui
Sélection de publications
- Hadid L. Z., Sahraoui F., Kiyani K. H., Retinò A., Modolo R., Canu P., Masters J., Dougherty M. K., Nature of the MHD and kinetic scale turbulence in the magnetosheath of Saturn : CASSINI observations, The Astrophysical Journal Letters 813 (2), 2015.
- Meyrand R., Kiyani K. & Galtier S., Weak Magnetohydrodynamic Turbulence and Intermittency, J. Fluid Mech. 770, R1, (2015)
- Dong Y., Verdini A., Grappin R., Evolution of Turbulence in the Expanding Solar Wind, a Numerical Study, The Astrophysical Journal 793 118 (2014)
- Sahraoui F., M. L. Goldstein, P. Robert, Y. Khotyaintsev, Evidence of a Cascade and Dissipation of Solar-Wind Turbulence at the Electron Gyroscale, Phys. Rev. Lett. 102, 231102 (2009)
Les observations de la turbulence
Au LPP on utilise essentiellement les mesures de champ magnétique qui sont faites à bord des sondes spatiales pour étudier la turbulence. Les régions où la turbulence est observée sont essentiellement le vent solaire et la magnétogaine (région comprimée derrière l’onde de choc). A proximité de la Terre les observations sont faites avec CLUSTER et MMS. On a fait des mesures aussi au voisinage de Saturne avec Cassini. Les mesures des magnétomètres continus donnent accès aux basses fréquence (aux grandes échelles); elles sont complétées à plus haute fréquence par les mesures des magnétomètres alternatifs, généralement conçus et fabriqués au laboratoire.
- Magnetic fluctuations spectrum measured on board Cluster: In red measurements thanks to the FGM flux gate magnetometer and in blue the spectrum part measured with STAFF search coil magnetometer. The dotted line indicates the noise level of the STAFF instrument.
Ce qu’on observe ce sont des spectres qui présentent des lois spectrales (image). Cette décroissance régulière est caractéristique de la cascade turbulente : l’énergie est injectée à grande échelle, puis transmise par interaction entre les tourbillons aux échelles de plus en plus petites. Des travaux de traitement du signal sont menés au LPP pour l’analyse précise de la turbulence : analyse spectrale, filtrage en nombre d’onde grâce aux mesures multi-satellite, fonctions de structure, ....
Les observations à distance permettent de se rendre compte que la turbulence existe aussi dans les étoiles ou dans la couronne solaire.
Les modèles théoriques
L’intérêt est de comprendre les mécanismes de génération, de transfert et de dissipation de la turbulence, des grandes échelles MHD aux échelles plus petites que celles de la dynamique des ions où des processus cinétiques rentrent en jeu. Une des difficultés théoriques est la prise en compte de l’aspect non collisionnel des plasmas spatiaux étudiés. Dans le cas du vent solaire, l’évolution de la turbulence dépend des caractéristiques du milieu, en expansion depuis le Soleil et fortement magnétisé. Ce champ magnétique introduit par ailleurs une anisotropie qui doit être prise en compte dans les modèles.
Il existe deux régimes de turbulence: la turbulence forte et la turbulence faible. Dans le premier cas, les fluctuations du plasma (eg. en champ magnétique) sont au moins du même ordre de grandeur que le champ magnétique moyen. Dans le second cas, ces fluctuations sont significativement plus petites, ce qui permet d’entreprendre des développements perturbatifs. Des études analytiques et numériques sont menées au LPP sur ces deux régimes (voir la figure ci-dessous).
- Strong and weak MHD turbulence. Direct MHD numerical simulation in strong magnetic field with a resolution of 3072x3072x256 points. This image shows, in a part of the plane transverse to the mean magnetic field, the intensity of the magnetic field fluctuations. The coexistence of strong and weak turbulence regimes is manifested by the presence of coherent structures (as large vortices) and smaller scale incoherent structures (Meyrand et al., 2015).
Les modélisations numériques
Les équations de la physique des plasmas sont complexes puisqu’on doit combiner description du plasma lui-même avec les équations des champs électromagnétiques. La turbulence étant fondamentalement non-linéaire, la simulation numérique est un outil précieux, abondamment développé au LPP.
Expansion of a plasma volume from 0.2 to 1 AU : dynamics of the magnetic field (left) and the fluctuating velocity field (after subtracting the average radial field) (right). Initially (down), velocity and field lines are isotropic. At the end (top), after transverse stretching of the plasma volume by the radial wind, the magnetic field lines are mainly perpendicular to the radial direction (the mean radial direction is vertical) and the velocity lines are mainly radial, naturally forming micro-jets. These two combined evolutions are observed, and have important consequences for the turbulent cascade (Dong et al, 2014).
En ce qui concerne la turbulence plusieurs types de codes sont utilisés : Hall MHD, electron MHD, code MHD 3D ou hybride 2D avec coordonnées comobiles avec l’expansion du vent, code MHD 2D axisymétrique global, codes Shell-model, Landau fluid.
Also in this section :
- Theoretical modelling of collisionless plasmas
- Turbulence
- The magnetic reconnection
- Collisionless shock waves
- Acceleration, radiation and turbulence in terrestrial auroral regions
- Generation of the solar wind
- The Magnetopause of the Earth
- Planetary magnetospheres
- Modelling of plasma environments of small planets
- Space Weather
- Solar activity
- Magnetic substorms
