Les ondes de choc SANS collision :! apport de la Simulation numérique

Transcription

1 :! apport de la Simulation numérique Philippe Savoini

2 Les ondes de choc origine écoulement supersonique obstacle cône de Mach mur du son Ondes sonores (Vfluide > Vinformation) (Vfluide = Vinformation) (Vfluide < Vinformation) régime supersonique onde de choc régime trans-sonique régime sub-sonique subsonic flow subsonic flow

3 Les ondes de choc origine écoulement supersonique obstacle cône de Mach mur du son Ondes sonores (Vfluide > Vinformation) (Vfluide = Vinformation) (Vfluide < Vinformation) régime supersonique régime trans-sonique régime sub-sonique onde de choc accumulation des particules devant l obstacle formation d un front (chasse-neige...) compression irréversible du milieu n, P, T entropie (phénomènes irréversibles)

4 Les ondes de choc nature Onde de choc usuelle Cône de Mach Onde de choc SANS collision onde de choc avion supersonique Onde de choc Dchoc ~ llpm ~ 10-9 m D choc ~ ( m) << llpm ~ 15 Mécanismes de dissipation : les collisions écoulement supersonique m Exemple : choc en amont de la Terre Mécanismes de dissipation : Interactions champs-particules Effet de dispersion

5 existence Les ondes de choc à notre porte Venus, Mars CME Mercure, Terre, Jupiter, Saturne Héliosphère

6 existence milieu interstellaire choc terminal queue solaire Héliopause choc interstellaire

7 existence LL Ori Supernova : SN1006 ondes de choc Les ondes de choc lointaines Image crédit: Hubble (NASA) Nébuleuse d Orion Stellar jets [Rothenflug et al., 2004] accretion disk Chocs radiatifs Radiative Shocks ESO / Spitzer / NASA / JPL / S. Kraus Vue d artiste étoile jeune

8 propriétés asymptotics amont aval nature Etat du plasma de part et d autre du choc : Equations de Rankine-Hugoniot n T P transfert de masse (amont -> aval) compression du champ Bt Vincident S Possible SANS collision? Propriétés intrinsèques de l onde de choc??

9 résultat de 3 processus distincts Onde de choc gradient dispersion effets dispersifs => évacuation des l formation de trains d ondes amont-aval raidissement NON LINEAIRE d un gradient (propagation idéale) => excitation des petites l onde non linéaireformation fort gradient gradient +(! u!r)! u ]=µr 2! u! rp

10 résultat de 3 processus distincts Onde de choc raidissement NON LINEAIRE d un gradient (propagation idéale) => excitation des petites l gradient gradient onde non linéaireformation fort gradient gradient dispersion dissipation effets dispersifs => évacuation des l effets dissipatifs => amortissement des λ résistivité! «anormale» amont viscosité! «anormal» Soliton+dissipation +(! u!r)! u ]=µr 2! u! rp aval

11 résultat de 3 processus distincts Onde de choc un problème multi-échelles!! convertisseur d énergie dirigée thermique accélération

12 Un exemple naturel très proche : l onde de choc terrestre!! banlieue proche : mesures in-situ (AMPTE, ISEE,..., CLUSTER-II,...) onde de choc Terre Bo [Tsurutani and Rodriguez, 1981]

13 Structure multi-échelles : Bo Terre onde de choc [Tsurutani and Rodriguez, 1981] petites échelles : échelles dissipatives (Nombre de Mach énergie à dissiper) Nombre de Mach Alfvénique : MA=Vvent solaire/va une valeur critique : MA * ~ 3! MA < MA * chocs sous-critiques échelles résistives (instabilités)! MA > MA * chocs supercritiques échelles «visqueuses»

14 Echelles dissipatives : dissipation «résistive» résistivité «anormale» Forts courants Forts courants(gradi Instabilités δe, δb Elargissement du front d onde Diffusion dans onde de choc l espace des phases (heating)

15 Echelles dissipatives : dissipation «résistive» Forts courants région du front de choc onde de choc De nombreuses possibilités [Wu et al., 1984]

16 Echelles dissipatives : dissipation «résistive» Forts courants SANS dissipation «résistive» AVEC dissipation «résistive» onde de choc De nombreuses possibilités Instabilité hybride basse dans le front d onde

17 aval E amont création d une charge d espace: effet d inertie barrière de potentiel Df réflexion de certains ions Echelles dissipatives : dissipation «visqueuse» vent solaire x m i(u 2 aval 2q u 2 amont) survaleur magnétique aval rampe pied magnétique choc Q^ MA>MA * amont MA~ 4 qq c pe ci x

18 aval E amont création d une charge d espace: effet d inertie barrière de potentiel Df réflexion de certains ions Echelles dissipatives : dissipation «visqueuse» vent solaire x m i(u 2 aval 2q u 2 amont) dissipation «visqueuse» v espace des phases aval amont onde de choc x

19 Structure multi-échelles : Bo Terre onde de choc [Tsurutani and Rodriguez, 1981] petites échelles : échelles dissipatives (Nombre de Mach énergie à dissiper) Nombre de Mach Alfvénique : MA=Vvent solaire/va une valeur critique : MA * ~ 3! MA < MA * chocs sous-critiques échelles résistives (instabilités)! MA > MA * chocs supercritiques échelles «visqueuses»

20 Structure multi-échelles : onde de choc petites échelles : échelles dissipatives (Nombre de Mach énergie à dissiper) amont Terre onde de choc : structure interne aval Bo [Tsurutani and Rodriguez, 1981] [Treuman et Jaroschek, 2009]

21 Données CLUSTER-II onde de choc QBn ~ 20 Domaine Quasi-// QBn = 45 Domaine Quasi-^ Bo QBn=0 QBn=90 [Lucek et al., 2008] Terre onde de choc [Tsurutani and Rodriguez, 1981] onde de choc Structure multi-échelles : petites échelles : échelles dissipatives (Nombre de Mach énergie à dissiper) meso-échelles : effets de courbure angle de propagation QBn QBn ~ 87 [Moullard et al., 2006] Interplanetary magnetic field (IMF) Shock normal Θ Bn

22 Données CLUSTER-II onde de choc QBn ~ 20 Domaine Quasi-// QBn = 45 Domaine Quasi-^ Bo QBn=0 QBn=90 [Lucek et al., 2008] Terre onde de choc [Tsurutani and Rodriguez, 1981] onde de choc Structure multi-échelles : petites échelles : échelles dissipatives (Nombre de Mach énergie à dissiper) meso-échelles : QBn ~ 87 Sketch of the Earth s bow shock [Greenstadt et Fredericks, 1979] effets de courbure angle de propagation QBn [Moullard et al., 2006] Interplanetary magnetic field (IMF) Shock normal 0 Θ Bn 45 propagation quasi-// 45 Θ Bn 90 propagation quasi-^ Θ Bn Solar wind

23 Structure multi-échelles : pré-choc électronique pré-choc ionique petites échelles : échelles dissipatives (Nombre de Mach énergie à dissiper) onde de choc meso-échelles : effets de courbure angle de propagation QBn Terre grandes échelles : pré-choc électronique pré-choc ionique Bo [Tsurutani and Rodriguez, 1981] approche multi-échelles impossible avec les satellites!!! apport de la simulation numérique

24 pré-choc électronique pré-choc ionique QBn=0 onde de choc Terre Quelques exemples de résultats obtenus via la simulation numérique Simulation Données Petites échelles : la non-stationarité du choc Données Simulation Meso échelles : accélération des électrons Grandes échelles : dynamique des ions Bo QBn=90 [Tsurutani and Rodriguez, 1981] Domaine Quasi-perpendiculaire 0 Θ Bn Θ Bn 90 Vent solaire

25 Simulation données Petites échelles : la non-stationarité du choc référentiel de l onde de choc QBn = 90 Btz rampe survaleur magnétique amont aval Y X pied magnétique

26 Simulation données Petites échelles : la non-stationarité du choc référentiel de l onde de choc QBn = 90 Btz rampe Données survaleur simulations magnétique [Savoini et Lembège, 1993] amont aval Y X pied magnétique - auto-reformation périodique du front - T~ 1 tci

27 Simulation données Petites échelles : la non-stationarité du choc référentiel de l onde de choc QBn = 90 Btz rampe Données survaleur simulations magnétique [Savoini et Lembège, 1993] Y amont Données expérimentales aval X pied magnétique amont [Horbury et al., 2001] aval Cluster II : une flotte de 4 satellites

28 Simulation données Btz auto-reformation Petites échelles : la non-stationarité du choc aval origin : reflected ions nreflected ions pied magnétique aval amont amont référentiel du vent solaire référentiel du vent solaire Processus d auto-reformation : pas si simple!!!! existence d autres mécanismes déclencheurs existence aussi de mécanismes stabilisateurs

29 choc AVEC collisions un horizon shock wave supersonic flow subsonic flow Aucune propagation en amont!! pas de particules pas d ondes sonores

30 meso-échelles : accélération des particules pré-choc électronique Q =0 pré-choc Bn ionique onde de choc Terre Bo [Tsurutani and Rodriguez, 1981]

31 Champ E mécanismes d accélération de base (transfert d énergie via les champs E et B) inertie des particules champ de charge d espace E = o mouvement des particules champ de convection E = u B [Treuman et Jaroschek, 2008] Gain d énergie (accélération) B Champ B miroir magnétique Fermi d ordre 1 («effet» raquette de tennis) collisions stochastiques Fermi d ordre 2 "mur" magnétique V

32 Données Simulation faisceau meso-échelles : accélération des électrons Bo bow shock faisceau Earth [Tsurutani and Rodriguez, 1981]

33 Données Simulation meso-échelles : accélération des électrons 2 populations distinctes faisceau

34 Données Simulation meso-échelles : accélération des électrons 2 populations distinctes Signature «cone de perte» : réflexion miroir faisceau

35 Données Simulation meso-échelles : accélération des électrons 2 populations distinctes Signature «cone de perte» : réflexion miroir faisceau

36 Données Simulation meso-échelles : accélération des électrons 2 populations distinctes Signature «cone de perte» : réflexion miroir Aucune signature caractéristique : autres mécanismes?? faisceau

37 Données Simulation meso-échelles : accélération des électrons Champ B : un exemple v V Accélération de Fermi (ordre 1) mirror reflection v - 2V échantillon d électrons réfléchis [Savoini et al., 2010]

38 Données Simulation meso-échelles : accélération des électrons Champ B : un autre exemple (en aval : db/b ~0.5-1) Electrons de fuite réflexions miroirs multiples V v V v + 2V échantillon d électrons réfléchis [Savoini et al., 2010]

39 Données Simulation meso-échelles : accélération des électrons Champ E : un exemple Accélération électrostatique (piégeage) piégeage électrostatique 1 P // 0 échantillon d électrons réfléchis [Savoini et al., 2010] d //

40 meso-échelles : accélération des ions Spectre d énergie (~ 1 UA) (Heliospheric particles) E -1.1 [Mewaldt et al., 2005] E Loi de puissance!! E -1 dj de / E exp( E ) E o Spectre faible énergie( qq MeV) tacceleration 10 s données de ACE, SAMPEX et GOES-11

41 accélération de dérive! E convection =! u sw! B IMF meso-échelles : accélération des ions Spectre d énergie (~ 1 UA) (Heliospheric particles) [Mewaldt et al., 2005] ion 1 ion 2 E E -1.1 ω Référentiel : vent solaire λ Efinal 10 Einitiale E upstream downstream ions accélérés Time E données de ACE, SAMPEX et GOES-11 Space [Lee et et al., al., 2004] 2004]

42 Données Simulation meso-échelles : accélération des ions accélération résonante («surf») Spectre d énergie (~ 1 UA) (Heliospheric particles) [Mewaldt et al., 2005] accélération très efficace : DE 1000 Ei espace des phases des ions [Giacalone, 2003] E -1.1 E [Sagdeev, 1966; Lee et al., 1996, Zank et al., 1996] données de ACE, SAMPEX et GOES-11 Choc Quasi-perpendiculaire : Ec MeV en 3 minutes

43 accélération diffusive meso-échelles : accélération des ions Spectre d énergie (~ 1 UA) (Heliospheric particles) E -1.1 [Mewaldt et al., 2005] E Loi de puissance E-2 ~ (-3) Spectre de haute énergie (>> MeV) Energy spectra Cosmic rays E -2.7 Processus d accélération universel Les ondes de choc!!! données de ACE, SAMPEX et GOES-11

44 meso-échelles : accélération des ions accélération diffusive upstream frame Vup Vup- Vd collision with the shock Dv=Vup-Vd > 0 gain Bmain Onde de choc upstream downstream downstream isotropisation particule downstream frame Vup - Vd collision with the shock Dv=Vup-Vd > 0 gain U amont U aval Vup upstream down stream upstream isotropisation Aller-retour equivalent Sketch amont Référentiel aval Accélération de Fermi!! du choc Dv Dv

45 accélération diffusive meso-échelles : accélération des ions Spectre d énergie (~ 1 UA) (Heliospheric particles) E -1.1 [Mewaldt et al., 2005] E Accélération diffusive Loi de puissance: dj de E ( = +2 1) loi de puissance universelle : quand MA>10, 4 alors 2 dj/de a E -2 bon accord avec le spectre NON thermique tacc réduit : DE en secondes (ou semaines) plus de problème d accélération initiale données de ACE, SAMPEX et GOES-11

46 meso-échelles : accélération des ions Accélération «surf» Accélération de dérive Q^ E field Q^ Accélération diffusive Q^ B field Q// [Giacalone et Jokipii, 2006] [Zank et al., 1996] très efficace pour Q^ même avec des centres diffuseurs faibles: if (db/b~0.3) tacc (Q^) < tacc (Q//)

47 Données Simulation grande-échelles : le pré-choc ionique solitons (SLAMS) ions diffus Faisceaux alignés [Kucharek et al., 2008]

48 Données Simulation solitons (SLAMS) grande-échelles : le pré-choc ionique Evidence of d ions réfléchisions - FAB: Faisceaux alignés diffus FAB Faisceaux alignés f(α) V^2 CLUSTER mission observations Velocity Distribution a) Bupstream B α V^1 0 [Meziane et al., 2007] Pitch angle: α - GPB: Faisceaux NON gyrotropique GPB V^2 f(α) B Velocity Distribution Bupstream b) α [Kucharek et al., 2008] V^1 [Mazelle et al., 2005] 0 Pitch angle: α

49 Données Simulation solitons (SLAMS) Faisceaux alignés grande-échelles : le pré-choc ionique Evidence of d ions réfléchisions - FAB: Faisceaux alignés - diffus Réflexion spéculaire avec m =cte ou m cte [Sonnerup, 1969; Schwartz et Burgess, 1984; Gosling et al., 1982] CLUSTER mission observations - Ions de fuite (magnétogaine) [Tanaka et al., 1983; Thomsen et al.] - Diffusion des ions réfléchis par des fluctuations amont [Giacalone et al., 1994] par des fluctuation dans la rampe [Meziane et al., 2007] [Kucharek et al., 2004; Bale et al., 2005] - GPB: Faisceaux NON gyrotropique - gyrating ions at the ramp [Gurgiolo et al., 1981, 1983] - Wave synchronisation [Mazelle et al., 2003; Hamza et al., 2006] - Beam-plasma Instability [Kucharek et al., 2008] [Hoshino and Terasawa, 1985] [Mazelle et al., 2005]

50 Données Simulation grande-échelles : le pré-choc ionique XY enlarged view FAB V^ plane Accélération de dérive multiple rebonds temps d interaction long f(α) 3000 "FAB" Zoom effect α [Savoini et al., 2010] Ion foreshock density XY enlarged view GPB V^ plane Rebond sur le front + Et un seul rebond temps d interaction court f(α) "GPB"

51 Données Simulation solitons (SLAMS) Faisceaux alignés grande-échelles : le pré-choc ionique Evidence of d ions réfléchisions - FAB: Faisceaux alignés - diffus Réflexion spéculaire avec m =cte ou m cte [Sonnerup, 1969; Schwartz et Burgess, 1984; Gosling et al., 1982] CLUSTER mission observations - Ions de fuite (magnétogaine) [Tanaka et al., 1983; Thomsen et al.] - Diffusion des ions réfléchis par des fluctuations amont [Giacalone et al., 1994] par des fluctuation dans la rampe [Meziane et al., 2007] [Kucharek et al., 2004; Bale et al., 2005] - GPB: Faisceaux NON gyrotropique - gyrating ions at the ramp [Gurgiolo et al., 1981, 1983] - Wave synchronisation [Mazelle et al., 2003; Hamza et al., 2006] - Beam-plasma Instability [Kucharek et al., 2008] [Hoshino and Terasawa, 1985] [Mazelle et al., 2005]

52 FIN