L'Univers tout entier est imprégné de champs magnétiques, et ses échelles les plus grandes n'y font pas exception. À ces échelles sont également trouvés des amas de galaxies, le point culminant de la formation hiérarchique des structures, qui se sont formés récemment dans l'histoire de l'Univers. Situés au nœuds de la toile cosmique, ils font partie des systèmes astrophysiques gravitationnellement liés les plus massifs dans l'Univers. De la matière noire, des champs magnétiques, et un plasma chaud et diffus, appelé le milieu intra-amas (ICM, de l'anglais "intracluster medium"), qui brille presque exclusivement dans les longueurs d'onde X et radio, imprègnent l'espace entre les galaxies dans les amas. Beaucoup de questions relatives à l'astrophysique des amas de galaxies demeurent non-résolues, comme la catastrophe de refroidissement, le biais de masse hydrostatique, l'enrichissement et le mélange des espèces chimiques, et l'origine des champs magnétiques dans les amas, pour n'en mentionner que les exemples les plus remarquables. Sans aucun doute, un dénominateur commun entre ces divers problèmes est la dynamique interne, magnétisée, fluide, à grande échelle de l'ICM des amas de galaxies, qui reste à ce jour mal contrainte car observer l'ICM dans les bandes de fréquence pertinentes est intrinsèquement, et techniquement, très compliqué.
Le but principal de cette thèse a été d'améliorer notre compréhension d'un éventuel vecteur efficace de dynamique interne, turbulente, et magnétisée dans l'ICM, l'instabilité magnéto-thermique (MTI, de l'anglais "magneto-thermal instability"), un processus magnétohydrodynamique (MHD) fondamental probablement en jeu dans les halos des amas de galaxies. Nous avons procédé en quatre étapes, en suivant un fil rouge de complexité théorique croissante, ou, de manière équivalente, de la physique la plus linéaire, à la plus non-linéaire, que nous avons sondée. Premièrement, nous avons contraint la physique et l'énergétique de la MTI linéaire et montré que ses modes propres se développent aux échelles d'un amas; par conséquent, nous avons davantage éclairci les caractéristiques dynamiques de turbulence magnéto-thermique, non-linéaire, compressible, globale et développé une théorie de longueur de mélange diffusive afin d'unifier deux précédentes théories dissonantes de sa saturation non-linéaire et de son transport dans l'ICM. Nous nous sommes ensuite attaqué au problème de l'amplification d'un champ magnétique par de la turbulence magnéto-thermique par un effet de dynamo fluide, un processus spécifique qui pourrait expliquer la géométrie entremêlée, isotrope, et à plutôt petite échelle des champs magnétiques inférés dans les amas. Finalement, armés d'une compréhension théorique de dynamique magnéto-thermique dans les amas à la pointe de l'état de l'art, nous avons évalué sa possible détectabilité observationnelle dans l'ICM avec le futur instrument X-ray Integrated Field Unit (X-IFU) à bord de ATHENA, et trouvé qu'elle serait vraisemblablement non-détectable, bien que seulement de manière marginale. Somme toute, nos résultats montrent que la caractérisation des particularités d'une dynamique stratifiée et magnétisée au sein de l'ICM est d'une importante capitale pour de futures observations et pour approfondir notre compréhension des structures aux grandes échelles comme les amas de galaxies. |
Magnetic fields pervade the entire Universe, and its largest scales are no exception. At these scales are also found galaxy clusters, the natural endpoint of hierarchical structure formation, which formed only recently in the history of the Universe. Located at the nodes of the cosmic web, they are amongst the most massive, gravitationally bound, astrophysical systems in the Universe. Dark matter, magnetic fields, and a hot and diffuse plasma, called the intracluster medium (ICM), which shines almost exclusively in radio and X-ray wavelengths, permeate the space in between galaxies in clusters. Many questions related to the astrophysics of galaxy clusters remain unsolved, like the cooling catastrophe, the hydrostatic mass bias, chemical enrichment and mixing, and the origin of cluster magnetic fields, to name just the most outstanding instances. Undoubtedly, a common ground between these diverse problems is the large-scale, fluid, magnetised, internal dynamics of the ICM of galaxy clusters, which remain, however, only poorly constrained because observations of the ICM in the relevant frequency bands are intrinsically, and technically, very challenging.
The main goal of this thesis has been to improve our understanding of a possible, efficient driver of internal, turbulent, magnetised dynamics in the ICM, the magneto-thermal instability (MTI), a fundamental, magnetohydrodynamical (MHD) process likely at play in the outskirts of galaxy clusters. We proceeded in four steps, following a guiding thread of increasing theoretical complexity, or, equivalently, from the most linear, to the most non-linear, physics that we probed. First, we constrained the physics and the energetics of the linear MTI and showed that its eigenmodes develop at cluster scales; consequently, we further elucidated the dynamical features of global, compressible, non-linear, magneto-thermal turbulence and developed a diffusive mixing-length theory to unify two previously divergent theories of its non-linear saturation and transport in the ICM. We then tackled the problem of magnetic-field amplification by magneto-thermal turbulence through a fluid dynamo effect, a specific process that could explain the rather small-scale, isotropic, entangled geometry of magnetic fields inferred in clusters. Finally, armed with a state-of-the-art theoretical understanding of magneto-thermal dynamics in clusters, we assessed its possible observational detectability in the ICM with the future X-ray Integrated Field Unit (X-IFU) instrument onboard ATHENA, and found that it would most likely not be detectable, albeit only marginally so. Altogether, our results show that characterising the specifics of magnetised, stratified dynamics in the ICM is of utmost importance for future observations and to further our understanding of large-scale structures like galaxy clusters. |