Pr

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Quelques applications astrophysiques de
l'hydrodynamique et de la MHD intérieurs
stellaire, couronne et vents stellaires (R.
Grappin, J. Léorat, J.-P. ZahnS. Mathis) R.G.,
journées dévalutation du Luth, 3 novembre 2004
1. Dynamo/turbulence MHD -------------------------
---------- 1.1 Expérience ATER (JL, R. Vitry, Th.
Lehner-Luth, Lallemand-Asci Guermond, Nore,
Laguerre-Limsi) 1.2 Turbulence MHD 3D (RG, Wolf
Müller-Garching) 2. Dynamique coronale-vent
solaire ------------------------------------------
-- 2.1 Stabilité des boucles coronales (RG, JL,
S. Habbal-Harvard, Y-M Wang-NRL) 2.2 Ondes et
transition chromosphérique (RG., JL., L.
Ofman-Nasa-Goddard) 2.3 Vent solairequel chemin
vers la turbulence? (RG, M. Velli-Florence, Petr
Hellinger-Prague) 3. Intérieurs
stellaires -------------------------- 3.1 Mélange
rotationnel dans les zones radiatives (JPZ,
S.Mathis) 3.2 Tachocline et champ magnétique
(JPZ, Sacha Brun-CEA) 3.3 Emergence de structures
magnétiques solaire et dynamo convective (RG, JL,
G. AulanierF. Pantellini-Lesia,
W.Dobler-Freiburg)
NB. Les titres en rouge ont fait lobjet dune
présentation détaillée lors des journées
dévaluation du Luth, le mardi 3 novembre 2004
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1. Dynamo/turbulence MHD
1.1 Expérience Ater (JL, R. Vitry)
a) Problématique entretenir la turbulence hydro
dans un volume fermé (chauffe!). Pourquoi
forcer via la précession ? 1 forçage visqueux
(// paroi) gt relaxation longue 2 ailettes gt
forçage par pression efficace mais petite
échelle, donc faible Reynolds 3 précession gt
forçage à la plus grande échelle, maximise le
Reynolds (à puissance fixée)
1 2
1
3
3
1. Dynamo/turbulence MHD
1.1 expérience Ater (JL, Th. Lehner-Luth,
Mahalov-Arizona, Lallemand, Guermont, Nore,
Laguerre-Limsi)
b) Mesures en cours (JL, R. Vitry) transition
laminaire/turbulent Vélocimétrie (PIV, fil
chaud) c) Interprétation théorique de la
transition laminaire-turbulent (résonances) Th.
Lehner-Luth, Mahalov-Arizona, séjour janv
2001 d) Interprétation numérique via le code
hydro Boltzman sur réseau (Lallemand-Asci)
grande adaptabilité aux conditions aux limites
via le code MHD éléments finis (Guermond, Nore,
Laguerre-Limsi), en vue d'une manip sodium
liquide Super-Ater
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1. Dynamo/turbulence MHD
1.2 Turbulence MHD 3D (RG, Wolf Müller-Garching)
a) Simulations 3D MHD incompressible périodiques
en 10243 (W. Müller-MPI Garching) b) Résultats
deux régimes Régime sans champ moyen
B0 Spectre d'énergie totale en k-5/3
Dominance magnétique forte à grande
échelle Régime avec champ moyen fort Spectre
d'énergie perpendiculaire en k-3/2 Dominance
magnétique modérée
c) Interprétation de la dominance magnétique
suivant le régime Relation entre énergie
résiduelle (cinétique - magnétique) et énergie
totale (cinétique magnétique)? Turbulence
quasi-Kolmogorov mais quasi-statique ?
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1. Dynamo/turbulence MHD
1.2 Turbulence MHD 3D (RG, Wolf Müller-Garching)
Relation énergie résiduelle et énergie totale
and Ek EKk EMk, assuming equilibrium between
k Ek2
k7/3 ERk
k2 ERk
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2. Dynamique coronale-vent solaire
2.1 Stabilité des boucles coronales (RG, JL, S.
Habbal-Harvard, Y-M Wang-NRL)
a) Code axisymétrique (2.5D) MHD à frontières
ouvertes tournant à l'Idris (NEC) b) Résultats
interférence d'ondes d'Alfvén dans les boucles
fermées gt circulation ("siphons") pouvant
déstabiliser les structures magnétiques à long
terme c) Projets Etude de la stabilité des
structures multipolaires, de l'effet de la
transition chromosphérique
Densité compensée après excitation de la couronne
par des ondes dAlfvén
VENT
B
B
U?
Latitude
Agrandissement de la zone fermée sur laquelle le
maillage est concentré
B
VENT
R
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2. Dynamique coronale-vent solaire
2.2 Ondes et transition chromosphérique (RG.,
JL., G. Aulanier, L. Ofman-Nasa-Goddard)

• a) Introduction les conditions aux limites
  transparentes et fixées (rigides) mènent à des
  prédictions complètement différentes pour
  l'évolution des structures magnétiques coronales
• - si on tord les "pieds" des boucles de façon
  rigide, on accumule le courant
• - si on tord les pieds en autorisant la "fuite"
  des ondes qui propagent la torsion, le courant
  s'évacue
• La réalité est entre les deux il faut inclure la
  zone de transition dans le domaine gt possibilité
  d'instabilité paramétrique (physique!) des ondes
  d'Alfvén
• b) Codes
• différences finies avec caractéristiques
• -Fourier 1D, 2D ou 3D avec mapping à l'infini
• ... même le problème 1D n'est pas tranché (seul
  le cas à pression du gaz nulle a été vraiment
  étudié)

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2. Dynamique coronale-vent solaire
2.3 Vent solaire quel chemin vers la
turbulence? (RG, M. Velli-Florence, Petr
Hellinger-Prague)

• a) Introduction
• Dans la bande de fréquences alfvénique dans le
  vent solaire, la turbulence est bien développée,
  mais, dans les jets rapides, le mode fuyant le
  soleil domine. Dans ce cas, les couplages
  non-linéaires sont de type compressible
  uniquement, et pourraient utiliser l'instabilité
  paramétrique pour former un spectre.
• Mais comment celle-ci peut-elle agir sans
  détruire la dominance du mode fuyant le soleil?
• b) Codes
• hybride, MHD Hall, MHD résistive
• On étudiera dans les trois cas l'évolution avec
  coordonnées comobiles, c'est-à-dire suivant
  l'expansion du vent solaire, ce qui change la
  polarisation et le vecteur d'onde de l'onde au
  cours du temps.

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3. Intérieurs stellaires
3.1 Mélange rotationnel dans les zones radiatives
(JPZ, S.Mathis)

• a) Introduction Certaines données (abondances de
  surface, diagrammes damas, etc)
• indiquent que les zones radiatives sont
  partiellement mélangées
• Causes possibles
• 1 pénétration convective (overshoot)
• 2 mélange rotationnel (circulation méridienne
  turbulence)
• Zahn 1992, Maeder Zahn 1998
• 3 perte de masse Maeder 1999, Maeder Meynet
  2000
• Ces processus ont un impact sur la structure et
  l'évolution de l'étoile
• Ils sont inclus dans certains codes dévolution
  stellaire (Toulouse, Genève, Grenoble, Yale)
• b) Objectif inclure dans le modèle du mélange
  rotationnel, la rotation différentielle en
  latitude le champ magnétique, et la force de
  Coriolis
• c) Résultats Equations pour le transport du
  moment angulaire, de la chaleur et des éléments
  chimiques
• gt décrit la zone radiative tachocline, inclut
  la dynamique rapide
• gt améliore le traitement des ondes internes et
  de la transport turbulent horizontal
• Implémentation en cours dans un code d'évolution
  stellaire (starevol) (Obs. Bruxelles et Genève)

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3. Intérieurs stellaires
3.2 Tachocline et champ magnétique (JPZ, Sacha
Brun-CEA)
tachocline
film1
film2
domaine simulé
Rotation interne du Soleil déterminée par
héliosismologie
a) (film 1) Diffusion de la tachocline vers
l'intérieur du soleil b) (film 2) Même expérience
avec champ magnétique fossile en profondeur c)
Conclusion la conjecture de Gough McIntyre
1998 semble erronée
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3. Intérieurs stellaires
3.3 Emergence de structures magnétiques solaire
et dynamo convective (RG, JL, G. AulanierF.
Pantellini-Lesia, W.Dobler-Freiburg)

• a) Code 3D ouvert de G. Aulanier
• Réponse des structures magnétiques à la torsion
  des pieds (modéle d'émergence des structures
  sub-photosphériques)
• b) Résultat
• - les sigmoides UV-X observés ne tracent PAS les
  boucles,
• ce sont les enveloppes des boucles porteuses de
  courant
• - la boucle axiale gonfle exponentiellement avec
  le nombre de tours N
• z exp(AN2)
• - les boucles sont stables ! (pas d'instabilité
  kink comme dans le cas "droit")
• (G. Aulanier, P. Démoulin, R. Grappin - accepté,
  2004)
• c) Projets décrire le transport des tubes
  magnétiques dans divers modèles (codes
  périodiques à coordonnées comobiles et/ou
  périodiques avec mapping à l'infini)

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Evolution du tube de flux dont on tord les pieds
t 0, 630, 840, 1020, 1110 s