E6 Magnétohydrodynamique Astrophysique

Topique

L'élément central de ce modèle est le champ magnétique qui imprègne le plasma astrophysique. La magnétohydrodynamique le décrit comme figé, lié au fluide lui-même, pourvu que le nombre de Reynolds magnétique du système soit très supérieur à un.

Les équations magnétohydrodynamiques qui régissent ce champ magnétique et le fluide qui le transporte sont au nombre de trois : l'équation de continuité, qui conserve la masse du fluide ; l'équation de quantité de mouvement, dans laquelle la force exercée par le champ magnétique s'ajoute à la pression du gaz ; et l'équation d'induction, qui décrit l'évolution temporelle de ce même champ magnétique. L'interaction de ces trois équations implique que le champ magnétique et le fluide qui le soutient sont décrits comme un système couplé unique, et non comme deux entités indépendantes.

La vitesse d'Alfvén est la vitesse de propagation des perturbations de ce champ magnétique. Elle varie considérablement selon l'environnement : dans le vent solaire, cette vitesse n'est que de quelques dizaines de kilomètres par seconde, tandis que dans la magnétosphère d'un magnétar, elle approche la vitesse de la lumière. L'influence extrême de l'environnement sur cette vitesse entraîne une propagation des perturbations du champ magnétique à des vitesses très différentes selon l'objet astrophysique.

Le gel du flux signifie que, tant que le nombre de Reynolds magnétique reste élevé, les lignes de champ magnétique sont liées au plasma qui les transporte : elles se compriment lorsque le plasma se comprime et s'étirent lorsqu'il se dilate. Lorsque le nombre de Reynolds magnétique reste supérieur à un certain seuil, le champ magnétique devient entièrement soumis au mouvement du plasma, sans possibilité de mouvement indépendant.

La reconnexion magnétique, en revanche, est le processus par lequel ces mêmes lignes de champ se brisent et se reconnectent, précisément dans les régions – les nappes de courant – où le nombre de Reynolds magnétique chute localement à une faible valeur. Lorsque ce nombre chute localement, le champ magnétique cesse d'être gelé dans cette région spécifique et libère soudainement toute l'énergie magnétique qu'il avait accumulée sous forme de chaleur et d'accélération des particules : c'est le même mécanisme qui est à l'origine des éruptions solaires et des orages magnétiques. Ainsi, du champ magnétique figé au plasma par lequel commence ce document, à la libération soudaine d'énergie par laquelle il se conclut, en passant par les équations de la magnétohydrodynamique, la vitesse d'Alfvén et le gel du flux, la magnétohydrodynamique astrophysique montre comment un même champ magnétique peut passer d'un état totalement lié au plasma à un état soudainement libéré, selon que le nombre de Reynolds magnétique domine ou s'effondre localement.

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