Comparaison des r´esultats aux simulations MULTI 1D

Pour simuler les conditions exp´erimentales, nous avons utilis´e le code MULTI (description dans le chapitre 4). Les param`etres du choc mesur´es dans la derni`ere couche de plastique t´emoin ont permis de fixer l’intensit´e r´eelle sur la cible et de connaˆıtre le pourcentage effectif d’´energie `a l’origine du premier choc. Le r´esultat de cette simulation est pr´esent´e sur la figure 7.16. Le tricouche se situe entre 500 µm et 533 µm, le gaz d’h´elium (densit´e de 2.10−5 _g.cm−3_{) de 0 µm}

Figure 7.16 Evolution de la densit´e ´electronique (cm−3) dans le gaz d’h´elium donn´ee par MULTI.

`a 500 µm.

A ∼ 2ns, nous observons le d´ebouch´e du premier choc qui se propage `a une vitesse de 46km/s. La collision avec le deuxi`eme choc se situe `a 5ns et acc´el`ere le choc `a 112km/s. Ces donn´ees num´eriques sont en tr`es bon accord avec les mesures effectu´ees `a l’aide du VISAR transverse. La densit´e ´electronique du choc dans l’h´elium est ≤ nc/10 et devrait ˆetre mesur´ee par le VISAR transverse. Cette portion de gaz choqu´e `a l’avant de la cible solide devrait ˆetre `a l’origine d’un d´ecalage de frange, observable sur le VISAR. Mais la distance entre le front du choc dans le gaz et le tricouche mis en mouvement par le choc est faible (∼ 15 µm) ce qui est inf´erieur `a la dimension de nos franges. Cette proximit´e du choc avec le tricouche ne permet pas d’observer, s’il y a lieu, la fragmentation du front du choc dans ces conditions.

Conclusions et perspectives

Ce dernier chapitre r´esume l’ensemble des r´esultats obtenus au cours de mon travail de doctorat sur les jets de plasma et ´elargit l’´etude r´ealis´ee en pr´esentant des applications de nos conclusions pour de futurs travaux. Ces perspectives exp´erimentales visent `a poursuivre les recherches abord´ees dans ce manuscrit.

8.1

Conclusions

L’objectif de cette th`ese, comme son nom l’indique, est l’´etude exp´erimentale appliqu´ee `a l’astrophysique de laboratoire, de la formation et de la propagation de jets de plasma cr´e´es par un laser de puissance. Elle a pour but d’initier des recherches en laboratoire sur les jets d’´etoiles jeunes afin de discriminer les effets des processus suivants : la collimation du plasma par pression du milieu ambiant et par pertes radiatives, la fragmentation du choc d’´etrave par collision de chocs et croissance d’instabilit´es plasma et la formation des noeuds par pulsation de l’´etoile et par instabilit´e de Kelvin-Helmholtz (K-H). Trois grandes parties se d´egagent de mon travail de th`ese :

– Le d´eveloppement d’une cible pour la g´en´eration d’un jet de plasma par un laser de puissance et l’utilisation d’une gamme compl`ete de diagnostics pour en mesurer l’ensemble des param`etres

– L’´etude de sa propagation et de son ´evolution dans le vide et dans un milieu ambiant – L’application des r´esultats exp´erimentaux pour v´erifier la similarit´e des jets obtenus avec

ceux d’´etoiles jeunes

Les r´esultats acquis `a l’aide des nombreux diagnostics sont d´etaill´es et permettent de ca- ract´eriser pr´ecis´ement l’´evolution des param`etres du plasma tels que sa morphologie, sa vitesse, sa temp´erature et sa densit´e. Grˆace `a cette connaissance du jet nous avons pu en v´erifier ex- p´erimentalement sa similarit´e avec les jets d’´etoiles jeunes en calculant `a partir des donn´ees l’ensemble des nombres sans dimension.

G´en´eration d’un jet de plasma par laser de puissance

De nombreuses voies sur les sch´emas de cible sont actuellement ´etudi´ees exp´erimentalement. La cible laser doit satisfaire des contraintes techniques comme atteindre une gamme de tem- p´erature et une gamme de densit´e restreintes, fix´ees par les lois d’´echelle, afin de v´erifier la similarit´e avec l’astrophysique. De plus, leur dimensionnement par des simulations num´eriques reste encore complexe et n´ecessite l’utilisation de code hydrodynamique radiatif au minimum bi-dimensionnelle.

L’avantage du cˆone de mousse est de propager le plasma en face arri`ere de la cible (cˆot´e op- pos´e au laser). Dans cette configuration, l’ajout d’un milieu ambiant bien caract´eris´e est possible et achev´e. La masse de plasma g´en´er´ee est importante, permettant d’atteindre les dur´ees de vie du jet n´ecessaires `a la similarit´e (∼ 30 ns). La flexibilit´e de la cible, `a l’aide de la connaissance des conditions de choc dans le cˆone, facilite son utilisation avec des lasers de puissance d’in- tensit´es diff´erentes (chapitre 4). Par ailleurs, les travaux num´eriques et analytiques commenc´es dans cette th`ese d´emontrent la forte collimation du plasma dans le cˆone par collision des chocs r´efl´echis (section 6.6). Les conditions initiales de la cible explor´ees dans ce manuscrit (inten- sit´e laser, densit´e de mousse, caract´eristiques du cˆone, ...) ont permis d’accroˆıtre la collimation du plasma grˆace `a l’ajout d’un cylindre en sortie du cˆone, d’en v´erifier son effet (section 6.4) et d’avoir une base de donn´ees riche, indispensable pour valider des codes num´eriques complexes. Les r´esultats avec cette cible nous montrent qu’une collimation initiale du plasma n’est pas suffisante afin de p´erenniser cet aspect en laboratoire. La g´en´eration d’un plasma dense et relativement froid ne permet pas d’atteindre un rapport d’aspect comparable aux jets astro- physiques ni de v´erifier d`es les premiers instants la similarit´e avec le cas astrophysique (sec- tion 6.7). D’autres processus physiques, comme une augmentation des pertes radiatives ou la pr´esence d’une pression ext´erieure par un milieu ambiant, doivent intervenir dans ce cas pour contre-carrer ces observations. Cependant les perspectives d´ecrites ci-dessous pr´evoient des am´e- liorations sur ces points dans un futur proche.

Etude de la propagation et de l’´evolution du jet de plasma

La d´etermination des donn´ees n´ecessaires pour v´erifier la similarit´e des jets de plasma (vi- tesse, temp´erature, densit´e et morphologie) a ´et´e accomplie grˆace `a l’implantation d’un grand nombre de diagnostics [125]. L’efficacit´e des techniques d’extraction de la densit´e et de la tem- p´erature du plasma a mˆeme ´et´e valid´ee (chapitre 5) pour la mesure des param`etres du choc dans des mat´eriaux de r´ef´erence (CH). L’obtention de la r´esolution temporelle de ces quantit´es est un atout important pour comprendre les ph´enom`enes observ´es afin de les mod´eliser. Ces donn´ees permettent de contraindre les mod`eles analytiques et num´eriques qui doivent ainsi v´e- rifier l’´evolution dans le temps des param`etres mesur´es.

La propagation du jet dans le vide est bien caract´eris´ee en fonction des conditions initiales (chapitre 6). On a constat´e que son ´evolution correspond `a une expansion dans le vide confirm´ee par les mesures de son rayon et de sa densit´e au cours du temps. Les temp´eratures atteintes dans nos conditions de cible et avec ces intensit´es laser ne suffissent pas pour obtenir des pertes radiatives importantes homoth´etiques de celles des jets astrophysiques (section 6.7). De plus, nous observons uniquement la conservation du profil initial du jet de plasma form´e dans le cˆone grˆace `a la radiographie et non par les diagnostics visibles. Nous pensons que le d´ebouch´e du choc incident masque sa propagation proprement dite en g´en´erant un plasma peu dense avant la formation du jet par collision de chocs obliques.

Application `a l’astrophysique de laboratoire

La simulation exp´erimentale de l’interaction d’un jet avec le milieu interstellaire (ou le mi- lieu ambiant d’un nuage mol´eculaire) est accomplie par la propagation du jet de plasma dans un milieu gazeux bien d´efini (chapitre 7). L’observation de structures complexes par interf´e- rom´etrie visible et surtout par radiographie protonique est tr`es instructive et prometteuse au regard des ressemblances obtenues avec les observations astrophysiques du choc d’´etrave. La r´ealisation tardive de cette exp´erience par rapport `a la p´eriode de r´edaction de ce travail de

th`ese ne permet pas encore de clairement expliquer ces r´esultats mais, malgr´e tout, une voie int´eressante pour comprendre la morphologie fragment´ee des chocs d’´etrave des jets d’´etoiles jeunes se dessine.

Enfin, la comparaison des nombres sans dimension exp´erimentaux au cas astrophysique a soulign´e l’importance d’atteindre l’invariance d`es les premiers instants de la propagation du jet afin de r´eellement parler d’invariance globale conserv´ee au cours du temps. Nous avons vu que ces param`etres sans dimension peuvent fortement ´evoluer au cours du temps, d´emontrant ainsi que nous ne pouvons parler que de similarit´e ponctuelle (`a un temps fix´e) pour le moment (section 6.7). L’invariance globale est tr`es complexe `a accomplir exp´erimentalement car cela n´ecessite de g´en´erer des jets dont les caract´eristiques sont similaires d`es les premiers instants au cas astrophysique ind´ependamment du laser ou des processus indirects (cible) utilis´es pour former initialement le jet.