Thèse l'Effet de la Reconnexion Magnétique sur la Cascade Turbulente aux Échellesmagnétohydrodynamiques et sur le Transport des Rayons Cosmiques H/F

Université Côte d'Azur

Établissement : Université Côte d'Azur
École doctorale : SFA - Sciences Fondamentales et Appliquées
Laboratoire de recherche : Laboratoire J.L. LAGRANGE
Direction de la thèse : Thierry PASSOT ORCID 0000000268459729
Début de la thèse : 2026-10-01
Date limite de candidature : 2026-04-24T23:59:59

Des décennies après la découverte des rayons cosmiques (RC), leur propagation à travers la Galaxie n'a toujours pas été décrite de manière satisfaisante. Le problème du transport des RC dans l'environnement turbulent de la Galaxie relie en effet des échelles séparées par de nombreux ordres de grandeur, depuis la micro-échelle de la giration des rayons cosmiques (par exemple, ~ 10^-6 pc pour un proton de ~ GeV) jusqu'à l'échelle de la Galaxie entière (par exemple, de l'ordre de ~ 10^4 pc). Bien que les simulations globales de transport RC soient utiles pour reproduire les données directes et indirectes des rayons cosmiques observées, elles supposent généralement des modèles de transport efficaces qui sont indépendants de la microphysique sous-jacente. D'autre part, la modélisation microphysique du transport de RC est principalement basée sur la théorie quasi-linéaire (QLT), qui utilise généralement des modèles simplifiés de turbulence magnétohydrodynamique (MHD). Les avancées récentes dans la théorie de la turbulence du plasma et dans le calcul haute performance ont considérablement relancé ce domaine, en apportant des éclairages et de nouvelles idées sur la manière de résoudre le problème du transport de RC. Cependant, de nombreux aspects de l'interaction RC-turbulence doivent encore être étudiés et nécessitent des simulations numériques à une résolution encore plus élevée que celle habituellement utilisée (par exemple > 1024^3). Dans le cadre de ce projet, l'étudiant effectuera des simulations à très haute résolution de la turbulence MHD dans un régime susceptible de développer une reconnexion magnétique et éventuellement d'entrer dans un régime dit« à médiation par reconnexion ». Ces simulations seront utilisées pour dériver des modèles efficaces avancés (mais implémentables numériquement) de diffusion des RC qui seront inclus dans le code de transport global DRAGON. En utilisant DRAGON, l'étudiant obtiendra plusieurs observables à comparer aux données de RC directes/indirectes disponibles et aura également un potentiel prédictif pour les mesures à venir des futurs observatoires (par exemple, CTA et SKA).

- version française:
L'origine et la propagation des rayons cosmiques (RC) est un problème multidisciplinaire qui se situe à l'intersection de la physique des astroparticules, de la physique nucléaire et des plasmas astrophysiques. La physique des plasmas détermine en effet la manière dont ces particules chargées sont injectées et accélérées par leurs sources astrophysiques, ainsi que le type de turbulence que les RC rencontrent lorsqu'ils se propagent dans les différents environnements galactiques ; la propagation des rayons cosmiques elle-même est définie par les processus plasma qui sous-tendent leur interaction non-linéaire avec la turbulence. La physique nucléaire décrit les temps de désintégration radioactive des noyaux instables de RC et spécifie les sections efficaces régissant l'interaction des particules cosmiques primaires avec le gaz interstellaire dans lequel elles se propagent - cette interaction RC-gaz définit en effet l'injection locale et récente d'une population secondaire de nouveaux RC. En général, il existe un large consensus sur une image 'standard'. Tout d'abord, les RC sont essentiellement accélérés par le processus DSA ('diffusive shock acceleration') qui se produit dans les restes de supernova. Ensuite, au cours de leur propagation, ces particules chargées sont continuellement diffusées par des fluctuations magnétohydrodynamiques (MHD) turbulentes imprégnant l'environnement galactique, qui constituent soit de la turbulence 'préexistante'(c'est-à-dire injectée par des événements astrophysiques tels que les explosions de supernova), soit de la turbulence 'auto-générée' (c'est-à-dire injectée par des instabilités plasmas induites par les RC). Cette 'diffusion de l'angle d'attaque' entraîne effectivement une marche aléatoire ('diffusion turbulente') qui confine les RC dans la galaxie pendant une période suffisamment longue pour expliquer l'abondance des noyaux de RC secondaires produits par l'interaction ('spallation') des RC primaires avec le milieu interstellaire (MIS). Le flux de toutes ces particules cosmiques en fonction de l'énergie peut alors être directement mesuré sur Terre, où le spectre d'énergie des RC imprégnant la galaxie peut être indirectement sondé en détectant l'émission électromagnétique locale associée. Dans tous les cas, les processus microphysiques en jeu dans le transport des RC laissent une signature sur les spectres observés.Cependant, plus d'un siècle après leur découverte, notre compréhension des processus à l'origine du rayonnement cosmique et définissant leur voyage à travers la galaxie ne peut être considérée comme satisfaisante.
La propagation des rayons cosmiques (RC) à travers les plasmas turbulents a été généralement décrite en termes de théorie quasi-linéaire (QLT) de diffusion de l'angle d'inclinaison sur les ondes MHD, qui s'avère anisotrope par rapport à la direction du champ magnétique ambiant et sensible aux propriétés des fluctuations turbulentes sous-jacentes (propriétés qui varient en effet dans différents environnements de notre Galaxie en raison des différents processus en jeu dans le plasma). Malgré ces caractéristiques bien connues qui apparaissent déjà au niveau QLT, la plupart de la communauté des astroparticules adopte encore une approche paramétrique basée sur une image phénoménologique de type Kolmogorov ; c'est-à-dire en supposant des fluctuations purement alfvéniques et, d'une certaine manière, une turbulence isotrope et homogène (c'est-à-dire en négligeant le rôle d'autres ondes MHD, telles que les modes magnétosoniques lents et rapides, et en ignorant la nature même de la turbulence alfvénique, dont la cascade d'énergie est anisotrope par rapport au champ magnétique local). En suivant ces hypothèses simplifiées et naïves, la plupart des études phénoménologiques du transport de rayons cosmiques (RC) présentent donc un coefficient de diffusion D0 constant et homogène dans toute la Galaxie, avec une dépendance simple en loi de puissance sur l'énergie des RC. Bien que l'approche simplifiée ci-dessus ait été considérée pendant longtemps comme adéquate pour reproduire les données RC disponibles, une telle image et ses prédictions ont été sérieusement remises en question à la fois par des arguments théoriques (c'est-à-dire l'anisotropie de la turbulence Alfvénique, qui rend ce type de cascade très inefficace pour diffuser les RC) et par des mesures directes et indirectes récentes (c'est-à-dire que de nouvelles données de haute qualité ont révélé des anomalies significatives qui nécessitent une révision drastique de l'image ci-dessus). Du point de vue de la turbulence du plasma, on ne peut ignorer que des fluctuations turbulentes de nature différente (c'est-à-dire appartenant aux branches alfvéniques, magnétosoniques lentes et rapides des ondes MHD) peuvent être présentes dans le milieu interstellaire. Chaque type de fluctuation contribuera probablement différemment à la cascade turbulente totale dans différentes régions de notre galaxie, en fonction de divers paramètres du plasma. De plus, le régime d'injection à grande échelle des fluctuations turbulentes peut affecter la force des non-linéarités médiant le transfert d'énergie à travers les échelles et l'apparition de reconnexion magnétique ; la prise en compte du régime d'injection et de la rétroaction possible de la reconnexion peut modifier de manière significative l'anisotropie et les lois d'échelle de la cascade (de plus, les structures magnétiques cohérentes et la courbure prononcée du champ magnétique peuvent fournir une source supplémentaire de diffusion des RC). Tous les aspects ci-dessus façonneront la dépendance énergétique (et spatiale) d'un coefficient de diffusion D (ou tenseur D) d'une manière non triviale.
Le candidat étudiera comment la cascade de fluctuations incompressibles et compressibles aux échelles MHD est affectée par l'apparition d'une reconnexion magnétique, en fonction des paramètres turbulents pertinents et des conditions du plasma (par exemple, les régimes d'injection à grande échelle, le niveau de fluctuation et ; le « paramètre bêta du plasma » est défini comme le rapport entre la pression thermique du gaz et la pression magnétique, = Pgas/Pmag). Différents régimes de et de niveaux de fluctuation peuvent en effet être trouvés dans l'environnement galactique. Des techniques d'analyse basées sur les principes physiques fondamentaux et des simulations massivement parallèles ab-initio des équations MHD complètes et/ou des équations à fluide réduit seront utilisées pour tester les théories disponibles et/ou étayer de nouveaux modèles. Ces modèles de turbulence avancés seront utilisés pour dériver des modèles de transport de RC efficaces, à la fois dans un cadre QLT et avec l'utilisation de simulations de particules tests. Enfin, de nouveaux modèles efficaces de diffusion seront mis en oeuvre dans des simulations globales de transport de RC dans la Galaxie, en calculant également les observables multi-messagers associés. En testant ces observables synthétiques avec les données RC directes/indirectes disponibles, nous pourrons identifier les caractéristiques qui peuvent être interprétées comme des preuves convaincantes pour différents modèles de transport. De plus, les résultats obtenus dans le cadre de ce projet auront un potentiel prédictif pour les données à venir des futurs observatoires (par exemple, CTA et SKA).

---English version :
The origin and propagation of cosmic rays (CRs) is a multi-disciplinary problem that lies at the intersection between astroparticle physics, nuclear physics, and plasma astrophysics. Plasma processes are indeed determining how these charged particles are injected and accelerated at their astrophysical sources, as well as the type of turbulence that CRs encounter as they propagate through different Galactic environments; cosmic-ray propagation itself is defined by plasma processes underlying their non-linear interaction with turbulence. Nuclear physics describes the radioactive decay times of unstable CR nuclei and specifies the nuclear cross sections regulating the interaction of primary cosmic particles with the interstellar gas in which they propagate-such CR-gas interaction indeed defines the fresh, local injection of a secondary population of new cosmic rays. In general, there is a broad consensus on a standard picture. First, CRs are accelerated mainly via diffusive shock acceleration (DSA) occurring at supernova remnants. Then, as theypropagate, these charged particles are continuously scattered by turbulent magnetohydrodynamic (MHD) fluctuations permeating the Galactic environment, which constitute either pre-existing turbulence (i.e., injected by astrophysical events such as supernova explosions) or self-generated turbulence (i.e., injected by CR-driven plasma instabilities). This pitch-angle scattering effectively results in a random walk (turbulent diffusion) that confines CRs within the Galaxy for long-enough time to explain the abundances ofsecondary CR nuclei produced by the interaction (spallation) of primary CRs with the interstellar medium (ISM). The flux of all the secosmic particles as a function of energy can then be directly measured at Earth, or the energy spectrum of CRs permeating the Galaxy can be indirectly probed by detecting the associated local electromagnetic emission. In all cases, microphysical processes at play in CR transport leave a signature on the observed spectra. However, more than a century after their discovery, our understanding of the processes yielding cosmic radiation and defining their journey through the Galaxy cannot be considered satisfactory.
The propagation of cosmic rays (CRs) through turbulent plasmas has been usually described in terms of quasi-linear theory (QLT) of pitch-angle scattering on MHD waves, which turns out to be anisotropic with respect to the ambient magnetic-field direction and sensitive to the properties of the underlying turbulent fluctuations (properties that indeed vary in different environments of our Galaxy due to different plasma processes at play). Despite these well-known features arising already at the QLT level, most of the astroparticle community still adopts a parametric approach based on a Kolmogorov-like phenomenological picture; that is, assuming purely Alfvénic fluctuations and, somehow, isotropic and homogeneous turbulence (i.e., neglecting the role of other MHD waves, such as slow- and fast-magnetosonic modes, and ignoring the very nature of Alfvénic turbulence itself, whose energy cascade is anisotropic with respect to the local magnetic field). Following these simplified and naïve assumptions, most phenomenological studies of CR transport thus feature a constant and homogeneous diffusion coefficient D0 throughout the Galaxy, with a simple power-law dependence on the CR energy. Although the above simplified approach was considered for a long time adequate to reproduce available CR data, such picture and its predictionshave been seriously challenged both by theoretical arguments (i.e., the anisotropy of Alfvénic turbulence, which makes this type ofcascade very inefficient at scattering CRs) and by recent direct and indirect measurements (i.e., new high-quality data have revealed significative anomalies that require a drastic revision of the above picture). From the plasma turbulence point of view, it cannot be ignored that turbulent fluctuations of different nature (i.e., belonging to the Alfvénic, slow- and fast-magnetosonic branches of MHDwaves) may be present in the ISM. Each type of fluctuation will likely contribute differently to the total turbulent cascade in different regions of our Galaxy, depending on various plasma parameters. Moreover, the large-scale injection regime of turbulent fluctuations can affect the strength of the nonlinearities mediating the energy transfer through scales and the occurrence of magnetic reconnection;taking into account the injection regime and the possible feedback of reconnection can significantly change the anisotropy and scaling of the cascade (and coherent magnetic structures and sharp magnetic field bending can provide a source of CR scattering by themselves). All the above aspects will shape the energy (and spatial) dependence of a diffusion coefficient D (or, tensor D) in a non-trivial way.
The candidate will investigate how the cascade of incompressible and compressible fluctuations at MHD scales is affected by the occurrence of magnetic reconnection, depending on relevant turbulent parameters and plasma conditions (e.g., large-scale injection regimes, fluctuation level, and ; the plasma beta parameter is defined as the ratio between the thermal pressure of the gas and the magnetic pressure, = Pgas/Pmag). Different regimes and fluctuation levels can indeed be found in the Galactic environment. Both first-principle analytic techniques and ab-initio massively parallel simulations of the full-MHD and/or reduced-fluid equations will be employed to test available theories and/or substantiate new models. These advanced turbulence models will be used to derive effective CR-transport models, both within a QLT framework and with the use of test-particle simulations. Finally, such new effective models of diffusion will be implemented in global simulations of CR transport in the Galaxy, also computing the associated multi-messenger observables. By testing these synthetic observables with available direct/indirect CR data will allow to pinpoint which features can be interpreted as compelling evidence for different transport models. Furthermore, results obtained within this project will have predictive potential for forthcoming data from future observatories (e.g., CTA and SKA).

- version française:
Dans le cadre de ce projet, l'étudiant utilisera une approche pragmatique basée sur la physique théorique des plasmas et sur des simulations numériques ab-initio pour dériver des modèles avancés (mais implémentables numériquement) du transport de RC. Les résultats obtenus dans le cadre de cette thèse de doctorat feront progresser de manière significative notre compréhension théorique du problème non-linéaire du transport de RC dans les plasmas turbulents, ce qui permettra d'obtenir une image cohérente expliquant les données de RC en termes de microphysique associée. En exploitant son approche multidisciplinaire, ce projet atteindra les objectifs scientifiques suivants : (i) identifier les caractéristiques des données de RC directes et indirectes disponibles qui peuvent être interprétées comme des preuves irréfutables pour différents modèles de transport de RC, (ii) avoir un potentiel prédictif pour les données RC à venir des futurs observatoires (par exemple, CTA et SKA).

---English version :
Within this project, the student will employ a pragmatic approach based on first-principle theoretical plasma physics and on ab-initio numerical simulations to derive advanced (but numerically implementable) effective models of CR transport. The results obtained within this PhD thesis will significantly advance our theoretical understanding on the nonlinear problem of CR-transport in turbulent plasmas,thus moving towards a self-consistent picture that explains CR data in terms of the associated micro-physics. By exploiting its multi-disciplinary approach, this project will achieve the following scientific objectives: (i) pinpoint which features in the available direct and indirect CR data can be interpreted as compelling evidence for different CR-transport models, (ii) have predictive potential forforthcoming CR data from future observatories (e.g., CTA and SKA).

---version française :
- Utilisation de techniques analytiques issues de la physique des plasmas et de la théorie de la turbulence.
- Utilisation du calcul à haute performance (HPC) pour effectuer des simulations numériques avec des codes magnétohydrodynamiques, de particules tests et de transport de CR.
- Les résultats seront utilisés pour la comparaison avec les données de rayons cosmiques directes/indirectes disponibles et futures.

---English version :
- Use of analytical techniques from plasma physics and turbulence theory.
- Use of high-performance computing (HPC) to perform numerical simulations with magnetohydrodynamic, test-particle, and CR-transport codes.
- Results will be used for comparison with available and future direct/indirect cosmic-ray data.