Abstract | Les missions Helios et Ulysses ont montré que la température des protons décroissait dans l'héliosphère avec la distance au soleil plus lentement que sous le simple effet de l'expansion adiabatique.
Nous adoptons ici le scénario de la dissipation turbulente au cours du transport des fluctuations injectées depuis la surface solaire, en nous concentrant sur la partie super-alfvénique du vent, R > 0.1 AU.
Le point de départ est l'expression bien connue de la dissipation turbulente en hydrodynamique pour des tourbillons d'amplitude u et de dimension L, qui est
$du^2/dt \simeq -u^3/L$ (1).
L'expression (1) décrit correctement la dissipation des chocs plans (1D) dans le vent solaire (et du chauffage associé), une fois inclus l'amortissement linéaire dû à l'expansion du vent. L'expression (1) s'inclut facilement dans un modèle de vent solaire. Plus généralement, elle résume l'effet d'une cascade turbulente qui transporte l'énergie des gros tourbillons de taille L vers les échelles où la dissipation (quelle que soit sa forme détaillée) transforme l'énergie cohérente en énergie thermique.
Par ailleurs, la généralisation de l'expression (1) à la MHD, faite depuis longtemps, oblige à considérer deux cascades d'énergie séparées (composantes d'Elsasser mêlant amplitude du champ magnétique et du champ de vitesse). Bien entendu, dans la cascade turbulence 3D, la dimension des tourbillons L varie au cours du temps, et il faut donc une équation supplémentaire pour L.
Enfin, et c'est le sujet de ce travail, une difficulté importante, dans le cas du vent solaire, est celle liée à la déformation des tourbillons qui nourrissent la cascade. Dans les modèles, l'évolution du paramètre L avec la distance est liée dans les modèles à celle de la cassure entre les zones spectrales en $k^{-1}$ et $k^{-5/3}$. Mais pour rendre le modèle auto-cohérent, il faut prendre en compte la structure 3D des tourbillons générée par l'expansion transverse des structures (Verdini Grappin 2015): un seul paramètre L ne suffit pas.
Ce problème est abordé ici via des simulations numériques MHD 3D du modèle dit "EBM" (expanding box model) dans lequel l'expansion transverse du vent est incluse (Grappin Velli Mangeney 1993, Dong Verdini Grappin 2014).
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