Turbulence and Heating in Collisionless Astrophysical Plasmas

Turbulence et chauffage dans les plasmas astrophysiques non collisionnels Le plasma est souvent considéré comme la forme la plus abondante de matière baryonique dans l'univers. Cette affirmation est raisonnable si l'on considère que l'atmosphère et l'intérieur des étoiles, les nébuleuses gazeuses et une grande partie du milieu interstellaire existent dans un état de plasma. Dans notre propre voisinage, au-delà de l'atmosphère terrestre, nous rencontrons diverses régions de plasma telles que l'ionosphère, les ceintures de radiation de Van Allen, la magnétogaine et le vent solaire.Une caractéristique notable des plasmas astrophysiques est leur nature non collisionnelle, où le libre parcours moyen des particules est de plusieurs ordres de grandeur supérieurs aux échelles de la dynamique. Une conséquence directe est que le plasma est toujours loin de l'équilibre thermodynamique local: la fonction de distribution peut être très éloignée de la distribution Maxwellienne, et différentes espèces, telles que les protons et les électrons, peuvent avoir des températures distinctes. Par exemple, dans l'espace proche de la Terre, spécifiquement dans la magnétogaine terrestre, les protons sont généralement plus chauds que les électrons d'un facteur huit, une situation qui serait impossible dans un milieu collisionnel où les collisions entre particules conduiraient rapidement à l'équilibre thermique. Comprendre les mécanismes et les taux de chauffage dans ces milieux est un défi majeur.De plus, les plasmas astrophysiques sont typiquement turbulents. Dans de tels environnements, l'énergie injectée à grande échelle est transférée à des échelles plus petites par des interactions non linéaires. Ce processus est particulièrement important pour le chauffage du plasma, car il transporte efficacement l'énergie des grandes échelles, où se trouve la majorité de l'énergie, vers les petites échelles où des processus cinétiques se produisent et peuvent chauffer le plasma. Mesurer le taux de cascade énergétique, c'est-à-dire la quantité d'énergie par unité de temps se transférant à des échelles plus petites, fournit une estimation du taux de chauffage.Dans cette thèse, nous adoptons une approche novatrice, la méthode coarse-graining, pour mesurer les taux de cascade et de chauffage. Nous montrons que cette méthode est plus fiable que celles traditionnellement employées, avant de l'appliquer aux données in situ mesurées par la mission MMS de la NASA.Tout d'abord, nous discutons du rôle de la reconnexion magnétique, un processus qui convertit de manière explosive l'énergie magnétique stockée en énergie cinétique des particules (par accélération et/ou chauffage) et qui permet la reconfiguration de la topologie magnétique. Nous démontrons qu'elle peut entraîner un transfert intense d'énergie à des échelles sub-ioniques, soulignant sa pertinence pour la dynamique du plasma à petite échelle.Nous continuons ensuite à montrer, en utilisant des données de la magnétogaine terrestre, que lorsque l'énergie est transférée à des échelles plus petites, elle est finalement dissipée et chauffe le plasma via l'interaction pressure-strain. En étudiant les échelles auxquelles le plasma est chauffé, nous révélons, sur un ensemble de données statistiques, que les protons sont principalement chauffés à des échelles ioniques. Pour les électrons, nous montrons qu'une fraction significative de leur chauffage peut se produire à des échelles comparables au rayon de Larmor des ions, contrairement à l'idée reçue que les électrons ne sont chauffés qu'aux échelles électroniques.Enfin, nous discutons de la manière dont la turbulence répartit l'énergie entre les protons et les électrons, montrant que la turbulence Alfvénique chauffe préférentiellement les protons à grand bêta. Ce résultat a des implications importantes pour les objets astrophysiques lointains et peut potentiellement expliquer pourquoi le disque d'accrétion autour du trou noir au centre de notre galaxie, SgrA*, est si faible et inefficace sur le plan radiatif.