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O. Alexandrova, A. Mangeney M. Maksimovic, R. Grappin,
V. Carbone
SF2A Grenoble, 2-6 Juillet 2007
Turbulence dans les plasmas spatiaux: vent solaire/magnétogaine terrestre
Universita della Calabria
Turbulence ?
- processus non-linéaire dans les fluides, non reproductible localement, mais qui a des propriétés statistiques universelles
is independent of the energy injection & dissipation (universal law)
energy injection dissipation
etc…
l
l’l’
scale invariance, i.e. same physics at all scales power law spectra
Filaments of vorticity(length ~ forcing scale,
section ~ dissipation scale)
[Frisch, 1995]
intermittency (occurrence of coherent structures)
Non gaussian PDFs
[Farge et al., 2003]
Propriétés universelles de la turbulence (HD)
Les Plasmas Astrophysiques généralement turbulents
• Milieu interstellaire, restes de supernovae, … (v, b)• Les mesures in situ sont possibles dans l’héliosphère
– le vent solaire– des régions autour des magnétosphères planétaires (la Terre, par exemple)
Magnétogaine terrestre
Vent Solaire
La Magnétogaine Terrestre est la région turbulente entre le choc et la magnétopause (la limite de la magnétosphère)
cassure du spectre à la fréquence cyclotronique des ions (gyration des ions autour de B0)
Présence du champ magnétique B0 implique– anisotropie de la turbulence – échelles et fréquences caractéristiques
Turbulence dans un plasma astrophysique
Domaine inertiel ~ cas HD
Turbulence dans le vent solaire
[Leamon et al,1998]
€
fcp =1
2π
eB0
mpc
Dissipations or another inertial domain ?
Dissipation vs autre domaine inertiel
[Alexandrova, Carbone, Veltri, Sorriso-Valvo, PSS, 2007]
Cascade turbulente aux petites échelles!
– Spectre ~ loi de puissance (autosimilarité)– Propriétés statistiques des fluctuations sont similaires à celles du domaine
inertiel ~Kolmogorov
– Cascade turbulente, pas de dissipation!
STAFF-SC/CLUSTER : instrument très
sensible pour mesurer b
S||/S = 0.05 cascade des fluctuations alfvéniques
Deux cascades : nature des fluctuations
Helios Cluster
S||/S = 0.25 cascade des fluctuations magnétosonores
S||
S 1
2
• Le passage ‘cascade alfenique cascade magnétosonores’ ?• Modèle phenomenologique pour les fluctuations compressible?• Turbulence forte / faible pour le cascade magnétosonore ?
La magnétogaine terrestre comme laboratoire de plasma turbulent
Spectre turbulent en aval des chocs quasi-perpendiculaires :
bosse spectrale
• comme dans le vent solaire– Il y a une cassure spectrale
• à la différence avec le vent solaire– Basses fréquences : spectre ~ f-1 – Présence de la bosse spectrale sur la cassure !
Vent solaire
choc mp
Rôle de la géometrie du choc sur les fluctuations dans la magnétogaine
Bn – angle (BIMF^n)
Q||
]45,0[ oo∈Bn
1~0B
B
Qn ]90,45[ oo∈Bn
1.0~0B
B
BIMF
Sources des fluctuationsderrière le front du choc
– Choc Q|| fluctuations VS
– Choc Q anisotropie locale de température
Anisotropie
Source d’énergie libre
cm
eBff
pcp π2
1=<
En aval d’un choc Q : vision linéaire
η>−⊥ 1||T
T
croissance d’ondes AIC
(Alfven Ion Cyclotron) mode
transversal, k||B
croissance d’ondes miroir
mode compressible k B
Turbulence = mélange des ondes planes (turbulence faible) ?
B
Analyse de la bosse spectrale, comparaison avec AIC
Transformée en ondelettes de Morlet
AICbosse [Alexandrova et al, 2004]
Onde AIC monochromatique observée très rarement
La bosse spectrale correspond à des fluctuations cohérentes localisées dans le temps
zBn ,|| 01.Direction de variance minimum
2. Polarisation quasi-circulaire dans le plan
0B⊥
Formes d’ondes B polarisation
“Alfvenicité” des fluctuations cohérentesNB : CLUSTER mesure les vitesses avec une résolution de 4 s
(pas suffisant !)
• pour differents événements, est différent (mais proche de 1)• V est déterminé à partir de la loi d’Ohm de la MHD idéale, E=-VxB
C1
C2
C3 C4
n
V
T fini entre tous les satellites
Dimension des fluctuations cohérentes
2D : courant || B0
C1
C2
C3 C4
n
V
T34 =0
Identification des mêmes événements sur différents satellites
kjikij ttt +=Test sur les décalages:
Au moins 3 satellites nécessaires
1D : paquet d’onde alfvénique
C1
C2
C3 C4
V
Vstruc
Bo Dans le référentiel du
plasma: Vstruc~ [0 –
0.3] VA
Lipickmd ρω 20,/10 500 ≥≈⊥
section de la structure:
Les séparations temporelles et spatiales entre les satellites of Cluster indiquent que les fluctuations alfvéniques sont
• localisées dans le plan à B0
• se propagent lentement dans ce plan
Incompressibilité des structures alfvéniques cylindriques
C1
C2
C3 C4
V
Bo
Compressibilité S||/S dans le domaine spectral de la bosse chute jusqu’à to 3%
[Alexandrova, soumis à NPG]
– S|| est le spectre des fluctuations magnétiques longitudinales, B||
– S est la densité de puissance spectrale totale de B
2D (k>> k||) alfvéniques (V || B)incompressibles (B || < B)
MHD incompressible admet des solutions sous la forme de vortex magnétiques (vortex d’Alfvén)
Propriétés des fluctuations cohérentes observées :
vortex aligné au champ : monopôle vortex Incliné : dipôle
B0y
Vortex d’Alfvén
Vortex d’Alfvén ~ 2D HD-vortex
équation Navier-Stokes 2D :Lignes de champ,Lignes de courant
Courant,vorticité
où ω est la vorticité & est le potentiel
Cas particulier : la vorticité est localisée dans un cercle de rayon a.Dans le cercle, le potentiel est une solution de l’équation d’Helmholtz. À l’extérieur, décroît comme 1/r :
[Petviashvilli & Pokhotelov, 1992]
Solution localisée en HD
monopôle
dipôle
En MHD
Position attendue du vortex (u est inchangé)
contours de la densité de courant
u
Stabilité des vortex d’Alfvén (simulations MHD 2D compresibles)
[Alexandrova, Grappin, Mangeney, en preparation]
Formes d’ondes mesurées
vortex-monopole (u=0, B0y=0)
vortex-dipole
Lignes de champ
uSatellite
vortex-monopole
vortex-dipole
[Alexandrova et al., JGR, 2006]
observations
model
In the m/sheath we observe both vortex types !
Presence des vortex d’Alfven dans la turbulence de la magnetogaine
Why we don’t observe the vortices in the solar wind ?Applicability of weak turbulence approximation is questionable A signature of a strong turbulence ? (anisotropic turbulence in a strong magnetic field structures with k||=0)Why they appear in the vicinity of the spectrum junction ?
f-
a-1 a-1
• Bosse spectrale à k=a-1 & law de puissance• Monopole B2~k-4 (à cause de courant J2~k-2 )• Dipole B2~k-6 (J’2~k-2)
rayon du vortex a=1
Propriétés spectrales des vortex d’Alfvén
Propriétés spectrales de réseaux périodique des vortex
plateau entre -1 et a-1
B
2a
[Alexandrova, soumis à NPG]
Signatures spectrales du réseaux des vortex dans la magnétogaine
• la bosse spectrale autour de a-1 a ~ 300 km, i.e. a ~ 10 c/ωpi
• plateau ~ 1000 km, i.e. ~ 30 c/ωpi
• f > f_cassure : spec~f-4
Vortex d’Alfvén affectent le spectre turbulent
Turbulence dans le magnétogaine = superposition d’ondes linéaires, fluctuations
compressibles et vortex d’Alfven incompressibles
From weak to strong turbulence
LH: V with k
RH
Alfvén waves dispersion in Hall MHD =A/NL<1 >1
at low frequencies : = vl /v << 1 weak turbulence is possible
at the vicinity of fci V ~ 0 and NL< A
may be strong turbulence (generation of coherent structures)
–weak turbulence : mixture of weakly interacting linear waves with small amplitudes and random phases, = A/NLis small–strong turbulence : non-linear interactions are strong >1
Role de plasma compressibilité
flatnesscompressibilite
Alfvén wave filamentation
instability
Initial wave front
Density
fluctuation ρ
[Alexandrova et al., JGR, 2004]
Role of the shock in the generation of the magnetic vortices ?
Collisionless shock temperature anisotropy downstream generation of monochromatic AIC waves non-linear evolution of AIC Alfvén vortices ?
Role of the shock in the generation of the magnetic vortices ?
Les chocs sans collisions sont des sources de particules énergétiques observées dans les restes de supernovae
If the Alfven vortices inherent to the downstream regions of the shocks we must observe them with STEREO behind the CME’s shocks
in HD : shock curvature injection of vorticity downstream shock curvature of the bow-shock injection of current downstream ?
Alfvén vortices as a result of development of anisotropic turbulence in
a strong B0
B
2D Hall MHD : generation of field-aligned structures in magneto-static equilibrium, not the Alfvén vortices 3D simulations are needed
v
2D Hall MHD simulations
Présence des vortex d’Alfvén dans la turbulence de la magnétogaine
0B
[Alexandrova et al., JGR, 2006]
mécanisme de génération des vortex Rôle du choc ? Universalité dans les
plasmas spatiaux? …
Questions
Nous avons considéré la turbulence dans la magnétogaine en aval du choc Q, [0.01-12.5]Hz
spectre turbulent = loi de puissance avec une cassure au voisinage de fci
+ maximum spectral sur la cassure (bosse) bosse = vortex d’Alfvén (k>>k||)
Conclusions
0B
[Alexandrova et al., JGR, 2006]
Il semble que dans les conditions de la magnétogaine (pour <3) la transition d’un régime turbulent à un autre passe par la génération de structures cohérentes sous forme de vortex magnétiques
Magnetosheath
L’orbite de CLUSTER
La magnétogaine terrestre
La magnétogaine est la région turbulente entre le choc et la
magnétopause
La turbulence dans la magnétogaine n’est pas incohérente sur toutes les échelles !
Il y a des vortex d’Alfvén sur la cassure du spectre turbulent
Stabilité des vortex ? Mécanisme de génération des vortex ? Est-ce que c’est général en astrophysique? Rôle du choc dans l’apparition des vortex? Influence sur les particules?
Questions :
Velocity fluctuations determination from EFW data
€
ExEy
⎛
⎝ ⎜
⎞
⎠ ⎟=E0 + δE = − (V0 + δV) × (B0 + δB)( ) =
= − V0 ×B0( ) − V0 ×δB( ) − δV ×B0( ) − δV ×δB( )
€
VxδVy
⎛
⎝ ⎜
⎞
⎠ ⎟=
1
Bz
δEy + (V0 ×δB)y−δEx − (V0 ×δB)x
⎛
⎝ ⎜
⎞
⎠ ⎟
break at ion cyclotron frequency (ion gyration around B0)
Presence of background magnetic field B0 – Turbulence anisotropy– Characteristic scales and frequencies
Turbulence in space plasmas
Inertial domain ~ Kolmogorov
Dissipations or another inertial domain ?
Turbulent spectrum in the solar wind :
[Leamon et al,1998]
€
fcp =1
2π
eB0
mpc
f-1 spectrum et la bosse :vent solaire / magnetogaine
[Czaykowska et al., 2001]
6.2−f
___ - - - ||SS⊥cpf
• Le bruit en f-1 dans le vent solaire est attribué au mélange des ondes d’Alfvén non correllées [Horbury, 2005]
• La bosse spectrale dans la magnétogaine était interprété habituellement comme une onde Alfvén-Ion-Cyclotron (AIC)
[Bruno & Carbone, 2005]
amont aval
choc
amont aval
choc