2.3 La turbulence
2.3.3 Effet de la turbulence en HDE
L’apparition de la turbulence dans des systèmes hydrodynamiques, d’autant plus ceux qui sont instables, est donc une certitude. Cela soulève la question de l’importance de la turbulence et de ses effets dans les systèmes HDE et de surcroît ceux nous intéressant.
Nous avons déjà vu précédemment que des instabilités hydrodynamiques se développent en FCI et qu’elles sont entre autres responsables de notre incapacité à atteindre l’ignition. Malgré notre compréhension de ces pro-blèmes, nous n’arrivons pas à restituer fidèlement les résultats d’expériences de FCI (production neutronique) à l’aide de simulations classiques. L’une des possibilités expliquant cette différence entre simulation et expérience est la non résolution de la turbulence au cours de l’implosion. En effet, différentes études numériques [Sre+03b; TK12] suggèrent que de la turbulence se développe au sein de la capsule augmentant ainsi le mélange (et la zone de mélange) des différents composants. Cela aurait alors un impact sur les températures atteintes et donc sur la production de neutrons. Cette hypothèse a été récemment rejetée dans [Web+14] où d’autres simulations, faisant appel à un autre code, montre qu’il n’y a pas de turbulence au cœur du point chaud (centre de convergence de la matière). La différence entre ces deux résultats contradictoires viendrait de la prise en compte de la viscosité dans le second. Celle-ci entraînerait une chute du nombre de Reynolds au centre de la capsule. Nous remarquerons cependant que le second code n’est pas pour autant plus complet que le premier. En effet, contrairement à celui-ci, il n’y a pas prise en compte de certains phénomènes physiques tel que : les transferts radiatifs ou la fusion ther-monucléaire. Il nous paraît donc difficile de trancher sur la question de la présence et de l’effet de la turbulence en FCI.
En astrophysique, la turbulence joue un rôle non négligeable. Le milieu interstellaire est souvent considéré comme homogène, tout du moins aux grandes échelles spatiales. À plus petite échelle, il présente des inhomogé-néités pouvant entraîner l’effondrement gravitationnel et la formation d’étoiles. Ces inhomogéinhomogé-néités sont en partie dues à la turbulence. Celle-ci a dans ce cas un effet si important que sa présence est nécessaire pour expliquer le taux de formation d’étoiles [MK04]. En astrophysique, il est d’ailleurs courant d’initialiser le milieu interstellaire avec un spectre turbulent afin d’étudier la formation d’étoiles [IH17;Fed18].
La turbulence joue aussi un rôle dans l’évolution des SN et de leurs restes. Lors de l’explosion des SN gravita-tionnelles, nous avons évoqué la nécessité de la présence de neutrinos pour permettre le débouché du choc (pour
2.3. La turbulence
qu’il puisse sortir du cœur de l’étoile). Des études récentes [Rad+18] montrent que la zone post-choc est hautement turbulente. Dans cette étude, en partie numérique, il est de plus montré que cette turbulence est un composant es-sentiel du mécanisme d’explosion de ces SN. D’autre part, l’évolution des RSN au temps long présente un caractère turbulent. Cela est d’autant plus vrai lors de la phase de refroidissement radiatif lorsque les déformations dues aux instabilités entraînent la destruction du reste. À ce stade, la turbulence s’est développée sur l’ensemble du reste. Nous pouvons noter que, tout comme en FCI, la présence de turbulence amplifie le mélange entre l’éjecta et le milieu interstellaire accélérant ainsi la diffusion de l’un dans l’autre.
La turbulence représente donc un sujet d’intérêt pour nos études, comme état ultime des instabilités que nous étudions, et comme influence sur les objets HDE de nos études. Il est à noter que la turbulence reste à ce jour un sujet d’étude à part entière et ce malgré plus d’un siècle d’étude. En cela toute information supplémentaire permettant d’améliorer des simulations ou de discriminer les théories présente un intérêt.
• L’IRTest une instabilité hydrodynamique interfaciale.
• Son taux de croissance classique est donné par√Ankg, mais de nombreuses modifications sont pos-sibles en fonction de l’importance d’autres phénomènes physiques (viscosité, tension de surface, diffu-sion, champ magnétique...).
• L’IRM est une forme impulsionnelle d’IRT, se développant au passage d’une onde de choc au travers d’une interface. Ce n’est pas une instabilité au sens strict.
• L’instabilité de Kelvin-Helmholtz (IKH)est l’instabilité hydrodynamique responsable de la forme caracté-ristique des doigts d’IRT.
• L’ensemble de ces instabilités peuvent se retrouver en HDE et notamment en astrophysique. Elles se trouvent entre autres dans lesrestes de supernovae (RSN).
• Les écoulements instables tendent à devenir turbulents. Il y a alors perte des conditions initiales, forma-tion de tourbillons et transport de l’énergie cinétique des grandes échelles vers les plus petites.
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Chapitre 3
Concept et Méthodes
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Enfin nous présenterons les outils employés pour la partie numérique de cette thèse. Nous verrons en quoi ils nous sont nécessaires, et présenterons les choix que nous avons réalisés.
3.1 Les lasers de puissance : la source d’énergie
Comme décrit dans les parties1.2.1et1.2.4, nous avons utilisé des lasers de puissance afin d’atteindre expé-rimentalement les conditions nous intéressant (HDE). Dans cette section nous allons décrire les différentes instal-lations sur lesquelles les expériences ont été effectuées. Bien entendu nous en donnerons les caractéristiques et par la même occasion nous estimerons les conditions physiques obtenues lors de leur utilisation. Dans un second temps, nous exposerons les techniques de mise en forme du laser ainsi que les limitations qu’elles imposent.
FIGURE3.1 – Caractéristiques spatiales et temporelles du faisceau nano2000 durant nos expériences. A : Image de tâche focale à bas flux (sans amplification) en centre chambre. Cette tâche réalisée à l’aide d’une lame de phase hybride qui mesure 470 µm de diamètre et est super-gaussienne. B : Répartition spatiale en énergie en sortie de chaîne d’amplification. C : Profil temporel de l’intensité laser en sortie de chaîne d’amplification.