High frequency turbulence in the solar wind : Hall magnetohydrodynamic model and numerical experiments
Turbulence à hautes fréquences dans le vent solaire : Modèle magnétohydrodynamique Hall et expériences numériques
Résumé
Three-dimensional turbulence is characterized by its capacity to transfer energy from large to small scales where it is finally dissipated. When it occurs in a non-collisional plasma like the solar wind, a kinetic modelisation is necessary a priori. The complexity of such an approach however limits the theoretical developments and forces numerical experiments to be restricted to low Reynolds numbers. To what extent does a single-fluid model such as MHD Hall account for the phenomena observed in the solar wind at ion sub-scales ? It is to this question that this thesis tries to answer. The main idea of this work is to take advantage of the relative simplicity of fluid models and of the high precision of pseudo spectral methods to tackle the problem of turbulence in solar wind by direct numerical simulations massively parallelized at high Reynolds numbers. These simulations have helped to highlight the existence of a spontaneous breaking of chiral symmetry in incompressible Hall MHD turbulence, as well as the existence of a new regime called ion MHD (HDMI). A phenomenological model has been proposed to account for these results and new predictions were made and confirmed numerically. The study of the effect of a strong uniform magnetic field on the turbulent dynamics confirmed an ancient conjecture for the first time. The inertia of the electrons was then taken into account in a still fluid model. By a classical hydrodynamic approach, a universal law has been obtained for the third order structure functions. All these results are in qualitative agreement with in situ measurements of the solar wind and challenge the paradigm according to which the successive steepening of the magnetic fluctuations spectrum is necessarily caused by phenomenon of kinetic origin. More generally, this thesis raises fundamental questions about the non-collisional dissipation process in turbulent plasmas.
La turbulence tridimensionnelle se caractérise par sa capacité à transférer de l'énergie des grandes vers les petites échelles où elle est finalement dissipée. Lorsqu’elle se produit dans un plasma non-collisionnel comme le vent solaire, une modélisation cinétique semble a priori nécessaire. Toutefois, la complexité d’une telle approche limite les développements théoriques et condamne les expériences numériques à se restreindre à des nombres de Reynolds peu élevés. Dans quelles mesures un modèle mono-fluide comme la MHD Hall permet-il de rendre compte des phénomènes observés dans le vent solaire aux échelles sub-ioniques ? C’est la problématique à laquelle s’est attaquée cette thèse. L’idée directrice de ce travail est de tirer profit de la relative simplicité des modèles fluides et de la puissance algorithmique des méthodes pseudo-spectrales pour aborder la turbulence du vent solaire par des simulations numériques directes tridimensionnelles massivement parallèles à grands nombres de Reynolds. Ces simulations numériques ont permis de mettre en évidence l’existence d’une brisure spontanée de symétrie chirale en turbulence MHD Hall incompressible, ainsi que l’existence d’un nouveau régime appelé ion MHD (IMHD). Un modèle phénoménologique a été proposé pour rendre compte de ces résultats et de nouvelles prédictions ont été faites, puis confirmées numériquement. Enfin, l’étude de l’effet d’un fort champ magnétique uniforme sur la dynamique turbulente a permis de confirmer pour la première fois une ancienne conjecture. L’inertie des électrons a ensuite été prise en compte toujours dans un modèle fluide. Par une approche hydrodynamique classique, une loi universelle a été obtenue pour les fonctions de structure d’ordre trois. L’ensemble de ces résultats est qualitativement en accord avec les mesures in situ du vent solaire et remet en cause le paradigme selon lequel les raidissements successifs du spectre des fluctuations magnétiques sont provoqués nécessairement par des phénomènes d’origine cinétique. De manière plus générale, cette thèse soulève des questions fondamentales sur les processus non-collisionnels de dissipation dans les plasmas turbulents.
| Origine | Version validée par le jury (STAR) |
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