6. La turbulence dans le vent solaire
La description fluide ou magnétohydrodynamique de l'écoulement du vent solaire que nous venons de présenter est largement idéalisée : elle ne serait valable que si le libre parcours moyen des particules était inférieur aux dimensions des structures formées dans l'écoulement. Un des points les plus discutés du modèle de Parker fut précisément que les libres parcours moyens dans le milieu interplanétaire sont de l'ordre de 1 unité astronomique alors qu'il existe dans le vent solaire des structures de dimensions beaucoup plus faibles, par exemple les chocs qui se forment en amont des atmosphères planétaires. Le caractère de ces chocs dépend de l'existence ou non d'un champ magnétique planétaire, de la nature neutre ou ionisée de l'atmosphère planétaire ; mais, dans tous les cas, ils traduisent un comportement « fluide » de l'écoulement supersonique du vent solaire autour des environnements planétaires. Toutefois, autour des corps sans atmosphère et de petite dimension comme la Lune, on ne trouve plus de structure à caractère fluide : la Lune se comporte comme un obstacle bombardé sur la face côté Soleil par les particules individuelles du vent solaire ; mais derrière l'autre face, c'est le vide quasi absolu. Cela montre que, pour des structures ayant la dimension de la Lune, le vent solaire se trouve à la limite entre le comportement fluide et le comportement cinétique. La réduction du libre parcours moyen des particules par rapport à la valeur de 1 unité astronomique prévue pour un tel plasma s'explique par deux raisons : d'une part, le champ magnétique interplanétaire empêche l'amplitude des mouvements transversaux de dépasser de beaucoup le rayon gyromagnétique (40 km pour les protons, 2 km pour les électrons) ; d'autre part, de nombreuses instabilités sont déclenchées dans ce plasma non collisionnel, qui couplent les mouvements des ions et des électrons aux ondes qu'ils sont susceptibles d'exciter. Cela conduit à une turbulence qui raccourcit efficacement le libre parcours moyen des particules chargées. Une grande partie des études théoriques et des observations faites in situ ont pour but d'analyser cette turbulence car c'est elle qui détermine le caractère des interactions du vent solaire avec les environnements planétaires, avec les queues ionisées des comètes, avec le rayonnement cosmique solaire ou galactique et avec le milieu interstellaire.
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