Reflets de la Physique n°59 sep/oct/nov 2018
Reflets de la Physique n°59 sep/oct/nov 2018
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°59 de sep/oct/nov 2018

  • Périodicité : bimestriel

  • Editeur : Société Française de Physique

  • Format : (210 x 297) mm

  • Nombre de pages : 48

  • Taille du fichier PDF : 6 Mo

  • Dans ce numéro : des gouttes qui s'éclatent.

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

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Dans le vent solaire, plasma et champ magnétique se déplacent ensemble à grande échelle. L’interface avec la magnétosphère terrestre est une frontière fine, la magnétopause, où il peut exister des échelles suffisamment petites où les deux mouvements se dissocient. Il en résulte un phénomène nommé « reconnexion magnétique », au cours duquel le plasma est fortement accéléré le long de la frontière. La mission MMS a des points forts qui en font le meilleur outil pour étudier ce phénomène  : une résolution temporelle des mesures inégalée, et des satellites très proches les uns des autres (environ 10 km, de l’ordre du rayon de Larmor des électrons dans les plasmas rencontrés). 20 Reflets de la Physique n°59 Reconnexion magnétique entre le vent solaire et la magnétosphère terrestre  : la mission MMS Laurence Rezeau (laurence.rezeau@lpp.polytechnique.fr) et Gérard Belmont Laboratoire de Physique des Plasmas (CNRS, École polytechnique, UPMC, Univ. Paris-Sud, OBSPM, Université Paris-Saclay, Sorbonne Universités, PSL Research University) LPP, École polytechnique, 91128 Palaiseau Cedex MMS  : une mission multisatellite d’étude de la magnétosphère Lancée en 2015, la mission MMS est une mission multisatellite de la NASA, dont l’acronyme signifie «Magnetospheric Multi- Scale». À l’instar de la mission Cluster de l’ESA (lancée en 2000 et toujours en opération) qui l’a précédée, MMS est composée de quatre satellites identiques qui prennent des mesures simultanées, de manière à observer la géométrie et la dynamique des régions traversées. Ces satellites évoluent dans la magnétosphère de la Terre suivant une orbite elliptique excentrique qui leur permet d’aller jusque dans le vent solaire. Ils sont équipés de nombreux instruments qui permettent de faire in situ des mesures des champs et des propriétés des particules. La magnétosphère est la bulle de plasma magnétisé qui entoure la Terre (fig. 1). Elle est limitée par une frontière extérieure Région Vent solaire (1u.a.) fine (d’environ 500 km d’épaisseur), la magnétopause, qui la sépare du plasma magnétisé du vent solaire. Ce dernier venant souffler sur la magnéto sphère à une vitesse supersonique supérieure à toutes les vitesses de propagation des modes propres dans le plasma, un choc d’étrave existe en amont de la magnétopause, créant une zone intermédiaire entre ces deux frontières appelée « magnétogaine », où le plasma ralenti est plus dense et plus chaud. Cette image simple décrit bien la forme stationnaire moyenne de la magnéto sphère, mais elle ne reflète pas complètement la réalité. Les observations montrent que ces régions sont dynamiques, que ces frontières s’agitent sans cesse et que la magnétopause n’est pas toujours et partout une frontière étanche. Les ordres de grandeur des principaux paramètres physiques des différents plasmas au voisinage de la Terre sont donnés dans le tableau 1. Magnétogaine Magnétosphère Densité (cm -3) 3 10 0,5 B (nT) 10 30 40 T électrons (eV) 10 30 100 T ions (eV) 10 300 2000 Tableau 1. Ordres de grandeur des principaux paramètres physiques dans les différentes régions traversées allant du Soleil vers la Terre  : densité des plasmas, champ magnétique B, températures des électrons et des ions. Pour le vent solaire, les valeurs sont données pour une distance d’une unité astronomique du Soleil (donc au voisinage de la Terre). Les frontières sont le choc entre le vent solaire et la magnétogaine, puis la magnétopause entre la magnétogaine et la magnétosphère.
Le constat ci-dessus a amené les scientifiques à proposer des missions multisatellites pour pouvoir séparer les effets spatiaux des effets temporels  : il est en effet difficile, quand on a un seul point de mesure, de distinguer si une variation dans le temps est due à la traversée d’une structure purement spatiale ou si elle implique un phénomène intrinsèquement temporel. Avec quatre points de mesure, disposés en tétraèdre, on peut surmonter cette difficulté. La mission Cluster a permis de développer des outils spécifiques à ces mesures en plusieurs points  : le «curlometer» (du nom anglais du rotationnel), calcul de la densité de courant à partir de l’équation de Maxwell-Ampère ; et le filtrage en k, estimation de la transformée de Fourier spatiale des ondes, qui permet d’accéder à leur relation de dispersion. Les nombreuses observations faites par Cluster depuis l’an 2000 ont permis d’améliorer la connaissance des grandes régions de la magnétosphère, mais elles ont montré aussi des limites dans la possibilité d’accéder aux petites échelles. Distance Terre-Soleil 1,5 x 10 8 km Vent solaire La reconnexion magnétique L’objectif central de la mission MMS est l’étude de la reconnexion magnétique dans les frontières de la magnétosphère. Qu’estce que la reconnexion et en quoi les propriétés déjà décrites de la mission permettent-elles des avancées sur la question ? Quand on étudie les plasmas spatiaux, on peut émettre l’hypothèse que le champ magnétique est « gelé » dans le plasma aux grandes échelles. Cette propriété découle de l’une des équations de base de la MHD (MagnétoHydroDynamique)  : la loi d’Ohm dite idéale. Dans les milieux non collisionnels comme ceux étudiés ici, elle est valable pour les échelles plus grandes que les « longueurs d’inertie » de toutes les espèces s de particules (d s = c/w ps, où w ps est la pulsation plasma de l’espèce et c la vitesse de la lumière). La longueur d’inertie est l’échelle caractéristique du gel du champ magnétique dans le mouvement de chaque espèce  : pour les échelles plus grandes, la force électrique est équilibrée par la force de Lorentz ; pour les échelles Choc d’étrave Avancées de la recherche Magnétogaine Magnétosphère Magnétopause 1. Vue d’artiste illustrant l’interaction entre le vent solaire et l’environnement de la Terre (d’après une image de la NASA). Les lignes de champ sont en jaune  : celles de la magnétosphère sont connectées à la Terre, celles du vent solaire sont connectées au Soleil (cette connexion n’est pas représentée, compte tenu de la différence d’échelle entre la distance Terre-Soleil et la dimension de la magnétosphère). À l’intérieur de la magnétosphère, on voit que les lignes de champ sont très déformées par rapport au champ d’origine interne seul (quasi dipolaire). Le « nez » de la magnétosphère est à environ 10 rayons terrestres (60 000 km), alors que la « queue magnétosphérique » s’étend à plus de 200 rayons terrestres (au-delà de l’orbite de la Lune). Les différentes frontières sont indiquées par des traits colorés. plus petites, elle l’est par la force d’inertie. Pour les électrons, de vaut typiquement 10 km, ce qui est l’ordre de grandeur de la séparation des satellites MMS. Dans le cas du champ gelé, on peut définir un mouvement des lignes de champ. Les ions et les électrons tournent autour de ces lignes de champ et les suivent donc en moyenne. Cette simple hypothèse de champ gelé permet d’expliquer pourquoi l’essentiel du vent solaire doit contourner la magnétosphère et pourquoi les lignes de champ doivent se « draper » autour d’elle. Cependant, elle se trouve prise en défaut à certains endroits. À l’avant de la magnétosphère par exemple, où le vent solaire comprime fortement le champ magnétique terrestre, des phénomènes à une échelle plus petite que l’échelle MHD peuvent apparaître à la frontière, violant ainsi l’hypothèse du champ gelé. Là où cela se produit, le champ magnétique s’écarte localement de celui qui correspond au mouvement idéal des lignes de champ. Il s’ensuit des changements brutaux des « connexions magnétiques » (fig. 2). On dit » > Reflets de la Physique n°59 21



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