Soutenance d’habilitation à diriger des recherches d’Olga Alexandrova le lundi 28 septembre 2020

Titre

"Solar Wind Turbulence : in-situ observations from magneto-fluid to kinetic plasma scales"

Jury

• M. Thierry Passot, CNRS, Observatoire de la Cote d’Azur, rapporteur
• M. Sebastien Galtier, Professor, Université Paris-Saclay, rapporteur
• M. Marco Velli, Professor, UCLA, USA, rapporteur
• Mme. Edith Falgarone, CNRS, ENS de Paris
• M. Vincenzo Carbone, Professor, Università della Calabria, Italie
• M. David, Burgess, Professor, Queen Mary University of London, UK
• M. Roland Grappin, Astronome, LPP, président du jury

Résumé

Cette HDR est consacrée à la turbulence dans le vent solaire, des échelles MHD aux échelles cinétiques du plasma. La turbulence dans le vent solaire a été principalement étudiée aux échelles MHD : là-bas, les fluctuations magnétiques suivent le spectre de Kolmogorov (on appelle ces échelles le domaine inertiel de la turbulence). Les fluctuations y sont pour la plupart incompressibles et ont des statistiques non gaussiennes (intermittence), à cause de la présence de structures cohérentes sous forme de couches de courant, comme il est largement admis. Les échelles cinétiques sont moins connues et font l’objet de débats.

Nous étudions le passage du domaine inertiel aux échelles cinétiques avec plusieurs missions spatiales. Il devient évident que si aux échelles ioniques (100-1000 km) les spectres turbulents sont variables, à des échelles plus petites ils suivent une forme générale. Grâce à Cluster/STAFF, l’instrument le plus sensible pour mesurer les fluctuations magnétiques à ce jour, nous avons pu résoudre les échelles électroniques (1 km, à 1 UA) et plus petites (jusqu’à 300 m) et montrer que la fin de la cascade électromagnétique se produit à l’échelle du rayon de Larmor des électrons. Autrement dit, nous avons pu établir l’échelle de dissipation dans le plasma sans collision.

De plus, nous montrons que l’intermittence n’est pas seulement liée aux couches de courant, mais aussi aux vortex magnétiques cylindriques, qui sont présents dans le domaine inertiel ainsi que dans le domaine cinétique. Ce résultat est en contradiction avec l’image classique de la turbulence aux petites échelles, qui consiste en un mélange d’ondes d’Alfven cinétiques. La dissipation de ces ondes par l’amortissement de Landau peut expliquer la dissipation turbulente. Comment cette image change-t-elle si la turbulence n’est pas seulement un mélange d’ondes mais aussi remplie de structures cohérentes telles que des vortex magnétiques ?

Ces vortex semblent être un ingrédient important dans d’autres cas, comme les chocs astrophysiques : par exemple, ils sont observés en aval des chocs de la Terre et de Saturne. Avec les nouvelles données de Parker Solar Probe et de Solar Orbiter, nous espérons étudier ces vortex plus près du Soleil pour mieux comprendre leur origine, leur stabilité et leur interaction avec les particules chargées.

Summary

This HDR is devoted to solar wind turbulence from MHD to kinetic plasma scales. Solar wind turbulence was mostly studied at MHD scales : there, magnetic fluctuations follow the Kolmogorov spectrum. The fluctuations are mostly incompressible and they have non-Gaussian statistics (intermittency), due to the presence of coherent structures in the form of current sheets, as it is widely accepted. Kinetic range of scales is less known and the subject of debates. We study the transition from Kolmogorov inertial range to small kinetic scales with a number of space missions. It becomes evident that if at ion scales (100-1000 km) turbulent spectra are variable, at smaller scales they follow a general shape. Thanks to Cluster/STAFF, the most sensitive instrument to measure magnetic fluctuations by today, we could resolve electron scales (1 km, at 1 AU) and smaller (up to 300 m) and show that the end of the electromagnetic turbulent cascade happens at electron Larmor radius scale, i.e., we could establish the dissipation scale in collisionless plasma.

Furthermore, we show that intermittency is not only related to current sheets, but also to cylindrical magnetic vortices, which are present within the inertial range as well as in the kinetic range. This result is in conflict with the classical picture of turbulence at kinetic scales, consisting of a mixture of kinetic Alfven waves. The dissipation of these waves via Landau damping may explain the turbulent dissipation. How does this picture change if turbulence is not only a mixture of waves but also filled with coherent structures such as magnetic vortices ?

These vortices seem to be an important ingredient in other instances, such as astrophysical shocks : for example, they are observed downstream of Earth’s and Saturn’s bow-shocks. With the new data of Parker Solar Probe and Solar Orbiter we hope to study these vortices closer to the Sun to better understand their origin, stability and interaction with charged particles.