Le vent solaire est un plasma anisotrope turbulent : le rapport entre les fluctuations du champ magnétique et sa moyenne peut baisser localement jusqu’à 0.1 voire moins (d’où l’anisotropie), alors que des mesures in situ révèlent certaines anomalies comme des spectres turbulents de densité d’énergie en loi de puissance de pente plus forte que la prédiction heuristique pour la MHD isotrope (Kraichnan, 1963). L’interprétation de ces observations reste encore assez ouverte, mais il semble que l’anisotropie du plasma héliosphérique a probablement un rôle important à jouer. La présence de plasmas turbulents anisotropes dans le milieu interstellaire semble également être attestée par des mesures basées sur la scintillation interstellaire et la diffusion anisotrope d’ondes radio (Spangler, 1999). Dans ce contexte, nous étudions les propriétés des plasmas turbulents anisotropes dans le cadre de l’approximation de la MHD. La première étude a consisté à développer une version simplifiée de la théorie générale de turbulence d’ondes d’Alfvén afin, en particulier, de mettre en évidence les conditions de validité de la théorie à trois ondes.

En dépit des faibles valeurs des coefficients de dissipations visqueuse et résistive, les observations montrent que la couronne solaire est le lieu d’un chauffage important dont l’origine reste encore mal comprise. Une partie du problème réside dans le fait que les échelles spatiales typiques de la dissipation sont, d’une part, beaucoup trop petites pour être observées directement et, d’autre part, ne sont probablement pas bien décrites par les équations de la MHD résistive. Afin de décrire plus finement la dynamique des plasmas aux petites échelles, il est nécessaire de recourir à d’autres équations comme celles de la MHD électronique (EMHD). Aux échelles spatiale et temporelle considérées, le fluide est décrit par le mouvement des électrons, les ions étant supposés immobiles. Le courant électrique est alors généré uniquement par le mouvement des électrons comme cela semble être le cas lors de phénomènes de reconnexion magnétique (Cai et al., 2001). Dans ce contexte, une étude analytique a été entreprise pour déterminer le rôle des ondes whistlers en turbulence EMHD. Nous avons ainsi développé un formalisme de turbulence d’ondes EMHD et nous avons obtenu, à l’ordre le plus bas, les équations « cinétiques » décrivant la dynamique de la turbulence pour les spectres de l’énergie et de l’hélicité magnétique.