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Subsections
Dynamique du Milieu Interstellaire
Le milieu interstellaire est un milieu animé de mouvements turbulents
supersoniques dont les propriétés sont encore largement méconnues.
Quelques grands problèmes concernent l'origine et la source de la
turbulence, la cause de la faible efficacité de la formation stellaire,
la détermination de la fonction initiale de masse (IMF ou spectre
des masses des étoiles nouvellement formées) ou encore les
mécanismes empêchant l'effondrement gravitationnel des nuages
sans activité stellaire. De nombreux progrès ont été
réalisés dernièrement grâce à de performantes
simulations numériques de MHD compressible. Il est par exemple apparu
que le taux de décroissance de l'énergie ne dépend
que très faiblement du caractère magnétique ou compressible
de la turbulence. Neanmoins, une compréhension théorique,
nécessaire à la modélisation, est encore absente.
Notre approche consiste à analyser en détail des processus
élémentaires dans le domaine de la turbulence magnéto-hydrodynamique
fortement compressible.
Distribution de probabilité
de la densité en turbulence MHD compressible
Chercheur: T. Passot Collaborations: E. Vázquez-Semadeni
(Mexico)
Objectifs: Etude de la corrélation entre champ magnétique
et densité en turbulence fortement compressible.
Nous avons récemment abordé l'étude de la génération
et de la statistique des fluctuations de densité dans un gaz polytropique
turbulent accéléré aléatoirement, sur la base
d'un modèle simple et de simulations numériques unidimensionnelles.
Dans le cas neutre, les distributions de probabilités (PDF) sont
analysées en fonction de deux paramètres : le nombre de Mach
et l'indice polytropique
,
qui mesure le degré de compressibilité du gaz et qui peut
être plus petit que l'unité. Quand l'indice polytropique
est égal à l'unité, le nombre de Mach local est indépendant
de la densité et la distribution de densité est log-normale.
Dans le cas
et quand le nombre de Mach est grand, la PDF de la densité approche
une loi de puissance, pour les densités plus grandes que la moyenne
quand
et pour les densités plus petites quand
.
Le cas magnétique se révèle beaucoup plus complexe
et nous nous sommes restreints au cas isotherme
.
Toujours à une dimension d'espace, deux paramètres importants
sont à considérer : le nombre de Mach alfvénique
(relié au
du plasma et aux fluctuations de champ magnétique
)
ainsi que l'angle
entre le champ magnétique ambiant et la direction de propagation
des ondes. Le résultat principal concerne la relation entre la pression
magnétique (
)
et la densité. Une analyse en terme d'ondes simples nous a conduit
à conclure que la production de fluctuations de densité est
dominée par le mode lent quand
est petit, alors que quand
est grand, les modes lents et rapides contribuent de manière
comparable. Ceci a été conforté par des simulations
numériques. La relation entre pression magnétique et densité
est différente pour les deux modes, ce qui conduit à la décorrelation
observée entre ces deux quantités. La pression turbulente
ne peut donc pas être simplement modélisée par une
loi polytropique : dans le cas décorrélé, elle agit
comme une force aléatoire. De fortes fluctuations de densité
sont possibles même en présence d'un fort champ magnétique
ambiant. L'angle
joue également un rôle important pour déterminer l'importance
relative des deux modes lents et rapides. Alors qu'en propagation
perpendiculaire le mode lent ne se propage pas, en propagation quasi-perpendiculaire
et pour
petit, il devient dominant. La différence entre les cas à
petit et grand nombre de Mach alfvénique est moins prononcée
à angle intermédiaire. Il est cependant à remarquer
que la corrélation entre densité et champ magnétique
est plus importante à grand
.
Ces résultats ont des implications sur la distribution de probabilité
(PDF) de la densité du gas. Le caractère ``décorrélé''
de la pression magnétique conduit à préserver la forme
lognormale de la PDF correspondant à une turbulence isotherme non-magnétique,
sauf dans le cas où le mode lent domine. Dans ce cas la PDF présente
un excès à faible densité car le ``forçage
aléatoire'' dû à la pression magnétique est
pondéré par une terme inversement proportionnel à
la densité. Ces résultats sont en accord avec la faible corrélation
observée entre intensité du champ magnétique et densité
dans les détection du gas moléculaire à faible densité
ainsi qu'avec la recorrélation apparente à plus forte densité
si l'on suppose que le nombre de Mach alfvénique est relativement
grand dans ces régions (Passot et Vázquez-Semadeni 2002).
Perspectives
Afin de comprendre les processus régulant la formation stellaire
il est tout d'abord nécessaire de comprendre la manière dont
l'énergie injectée à une échelle donnée
se répartit entre les différents modes et échelles.
Il est tout à fait probable que les concepts utilisés en
turbulence incompressible, tels ceux de cascade d'énergie ou de
zone inertielle soient inapplicables dans le cas fortement compressible.
Nous projetons donc de revisiter ces notions, tout d'abord sans champ magnétique,
à l'aide de simulations numériques et de phénoménologie.
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Yannick Ponty 2002-10-09