Calculateur de vitesse d’Alfvén

Une onde d’Alfvén est un type d’onde magnétohydrodynamique (MHD) qui se propage le long des lignes de champ magnétique dans un fluide conducteur, le plus souvent un plasma. Elle porte le nom du physicien suédois Hannes Alfvén, qui en a prédit l’existence pour la première fois en 1942 et a ensuite reçu le prix Nobel de physique pour ces travaux. Ces ondes jouent un rôle fondamental en physique des plasmas, en physique spatiale et en astrophysique. La vitesse d’Alfvén est la vitesse caractéristique à laquelle ces ondes se déplacent dans un plasma magnétisé. La formule est v_A = B / √(μ₀ × ρ), où B est l’intensité du champ magnétique en teslas, μ₀ = 4π × 10⁻⁷ H/m est la perméabilité magnétique du vide, et ρ est la masse volumique du plasma en kg/m³. La masse volumique est calculée par ρ = n × m_i, où n est la densité numérique des ions (ions par mètre cube) et m_i la masse d’un ion individuel en kilogrammes. Physiquement, la vitesse d’Alfvén représente l’équilibre entre la force de rappel due à la tension magnétique et l’inertie du plasma. Un champ magnétique plus fort augmente la tension et élève la vitesse de l’onde, tandis qu’un plasma plus dense ou plus lourd possède une inertie plus grande et abaisse la vitesse. C’est directement analogue à la relation entre tension et masse linéique dans une corde vibrante. Dans la magnétosphère terrestre, les vitesses d’Alfvén se situent généralement entre quelques centaines et quelques milliers de kilomètres par seconde. Dans la couronne solaire, où les champs magnétiques sont intenses et la densité du plasma relativement faible, elles peuvent dépasser plusieurs milliers de kilomètres par seconde, voire approcher la vitesse de la lumière dans des cas extrêmes. Dans le plasma dense d’un réacteur de fusion tokamak, la vitesse d’Alfvén est plus faible malgré des champs magnétiques très intenses, en raison de la forte densité du plasma. Les ondes d’Alfvén sont importantes pour plusieurs raisons. Dans le vent solaire, on pense qu’elles contribuent à l’accélération du vent et au chauffage coronal. Dans les magnétosphères planétaires, elles assurent le couplage entre l’ionosphère et la magnétosphère. En fusion par confinement magnétique, comprendre les instabilités d’Alfvén (comme les modes propres d’Alfvén toroïdaux) est essentiel pour contrôler le comportement des particules énergétiques et prévenir les disruptions. En astrophysique, les ondes d’Alfvén sont considérées comme un moteur du transport des rayons cosmiques et de la turbulence interstellaire. Le nombre de Mach d’Alfvén — le rapport entre la vitesse d’écoulement d’un plasma et la vitesse d’Alfvén — est un paramètre adimensionnel important en météorologie spatiale et dans les simulations MHD. Lorsqu’une structure du vent solaire se déplace plus vite que la vitesse locale d’Alfvén, elle produit une onde de choc analogue à un choc supersonique en dynamique des fluides ordinaire. C’est la physique à l’origine des éjections de masse coronale et du choc d’étrave de la Terre.