TURBULENCE

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La turbulence en astrophysique, la turbulence plasma et les interactions turbulence-rayonnement

La turbulence joue un rôle très important en astrophysique, mais les types d'instabilités et d'écoulements que l'on y rencontre sont souvent très différents de ceux évoqués jusqu'ici : l'attraction gravitationnelle, les réactions nucléaires, les processus radiatifs et les effets électromagnétiques engendrent des situations excessivement variées. D'après le modèle standard généralement admis, la matière et le rayonnement ont évolué en interaction d'une façon extrêmement complexe depuis le big bang marquant la formation de l'Univers, et se trouvent aujourd'hui sous les formes les plus diverses, du vide presque absolu de l'hydrogène intergalactique aux densités colossales des trous noirs pour la première et des ondes très longues aux rayons X durs et γ pour le second. L'étendue des échelles de temps, espace, vitesse ou température mises en jeu est proprement « astronomique ». Ainsi, les températures rencontrées vont des 2,73 K du rayonnement fossile de l'univers primordial aux 15×106 K du cœur du soleil et même aux plus de 200×106 K de la surface de certaines étoiles ; les vitesses relatives peuvent atteindre 104 à 105 kilomètres par seconde, avec les effets relativistes et de compressibilité que l'on imagine. Dans ces conditions, dresser l'inventaire des états hydrodynamiques de l'astrophysique est irréalisable et serait, d'ailleurs, d'autant plus hasardeux que bien des modèles restent susceptibles d'être remis en question : nous nous bornerons à quelques illustrations du rôle de la turbulence dans différentes branches du domaine, et dans les travaux sur la réalisation de la fusion thermonucléaire.

Échelles et nombres de Reynolds caractéristiques de quelques situations astrophysiques.

Tableau : Échelles et nombres de Reynolds caractéristiques de quelques situations astrophysiques.

Échelles et nombres de Reynolds caractéristiques de quelques situations astrophysiques. 

Crédits : Encyclopædia Universalis France

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L'univers primordial, la formation des galaxies, des étoiles et des planètes

D'après le modèle cosmologique standard, matière et rayonnement se découplent dans l'Univers environ un million d'années après le big-bang initial, la température étant tombée à moins de 104 K : les premières galaxies et les premières étoiles peuvent alors à se former. Les radiotélescopes embarqués en ondes millimétriques ou submillimétriques permettent de remonter à cette époque, la température de rayonnement du fond diffus cosmologique ayant été ramenée à 2,73 K environ par l'expansion de l'Univers. Ils détectent des fluctuations de densité de très faible amplitude relative (moins de 10–5) qui semblent réparties de façon uniforme dans tout l'univers. D'après la théorie la plus récente, elles s'expliqueraient par le caractère chaotique de la transition de phase correspondant à l'apparition des premiers nucléons dans la « soupe de quarks » de l'Univers primordial. Les nombres de Reynolds (autant qu'ils puissent être évalués dans ces circonstances) étant alors très petits et l'expansion trop rapide, l'intervention d'une turbulence hydrodynamique dans la génération de ces fluctuations primitives serait donc exclue, contrairement à ce qui a été parfois supposé.

Fond diffus cosmologique

Photographie : Fond diffus cosmologique

Cette image apporte sans doute, à l'heure actuelle, la preuve la plus convaincante de l'hypothèse du big bang. Il s'agit d'une projection de l'ensemble du ciel sur une surface en forme d'ellipse qui montre un aspect inattendu du cosmos, celui que verrait un œil sensible au rayonnement... 

Crédits : NASA

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Aucun modèle n'explique encore de façon pleinement satisfaisante le processus du passage de ces très faibles fluctuations relatives aux écarts considérables de densité que l'on observe aujourd'hui dans l'univers à toutes les échelles. L'instabilité gravitationnelle y joue indéniablement un rôle fondamental : comme James Jeans l'a démontré en 1902, un milieu en équilibre sous l'effet des seules forces de pression interne et d'autogravitation devient instable dès que la dimension ou la masse dépassent des valeurs critiques. Les fluctuations initiales de densité croissent alors démesurément et les zones légères s'effondrent sur les plus denses, qui se développent à leurs dépens par accrétion. Avec ses perfectionnements plus récents, le modèle de Jeans fournit des ordres de grandeur très acceptables des masses des amas galactiques et stellaires, mais il ne peut suffire à en expliquer la répartition chaotique. Celle-ci pourrait résulter de processus de percolation dirigée, la création d'une structure déclenchant par contagion celle de structures voisines, comme cela est admis pour la formation des étoiles dans les galaxies. Elle est en outre forcément influencée par des mouvements..., eux-mêmes affectés par la turbulence compte tenu des valeurs considérables atteintes par le nombre de Reynolds. On estime que l'entretien de cette turbulence résulte pour une large part des ondes de choc dues aux explosions de supernovae. Ce processus serait par ailleurs responsable de la création des rayons cosmiques : des particules issues d'étoiles éruptives traverseraient un grand nombre de fois l'onde de choc sous l'effet de la diffusion magnétique turbulente, en gagnant de l'énergie à chaque passage.

Le critère de Jeans

Tableau : Le critère de Jeans

Le critère de Jeans. 

Crédits : Encyclopædia Universalis France

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Les dynamiques internes des galaxies et des systèmes qui s'y développent présentent certains aspects communs. Compte tenu d'une part de l'attraction gravitationnelle et d'autre part de la conservation du moment cinétique, l'effondrement d'une masse possédant des hétérogénéités initiales de densité et de vitesse passe nécessairement par la formation d'un cœur dense en rotation entouré d'un disque aplati. Les observations et les modèles montrent que ce processus est fortement affecté par la présence d'une turbulence hydrodynamique dont les effets sont multiples. Le plus important peut-être d'entre eux est l'augmentation de la pression effective dans le milieu par l'énergie cinétique des fluctuations : la résistance opposée à l'attraction gravitationnelle est donc accrue, et le processus fondamental d'effondrement gravitationnel est freiné. Ainsi, le rythme de la formation des nuages protostellaires dans les galaxies, puis de la formation des étoiles par accrétion dans ces nuages, est fortement ralenti ; on estime par exemple que, sans la turbulence, tous les nuages de gaz et de poussières de notre Galaxie se seraient déjà transformés en étoiles. Les échanges de moment angulaire et la dissipation d'énergie cinétique en chaleur au sein du disque d'effondrement sont d'autres effets essentiels de celle-ci : la réduction de la vitesse des éléments provoque leur chute vers le noyau central. On retiendra enfin le rôle des fluctuations turbulentes dans les processus de fragmentation et de coalescence conduisant aux structures visibles dans les nuages interstellaires (fig. 7.5). Les propriétés de cette turbulence restent cependant encore très mal connues : des valeurs allant de 10–4 à 1 sont attribuées à la viscosité turbulente adimensionnelle α.

Physique et modélisation de la turbulence des disques d'effondrement

Tableau : Physique et modélisation de la turbulence des disques d'effondrement

Physique et modélisation de la turbulence des disques d'effondrement. 

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La formation des planètes est peut-être encore un processus affecté par la turbulence. On pense qu'elle se produit dans un disque protoplanétaire de faible densité constitué par le reliquat de la matière du disque protostellaire après la formation de l'étoile. Lors de la phase finale de cette dernière, l'accrétion de grains de poussière y produirait des planétésimaux, les briques de base de la construction des planètes. Il faut [...]

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Turbulences : exemples de bifurcations

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Turbulence : exemple de tore T6

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Turbulence : le système de Lorenz et la SCI

Turbulence : le système de Lorenz et la SCI
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Turbulence: un exemple de S.C.I.

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Pour citer l’article

Fabien ANSELMET, Michel COANTIC, Gérard TAVERA, « TURBULENCE », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 25 novembre 2021. URL : https://www.universalis.fr/encyclopedie/turbulence/