Concentration du champ magnétique dans les plumes convectives

Image instantané de la couche externe d'une simulation magnétohydrodynamique de la zone convective solaire. Cette représentation cartésienne couvre 90 degrés en latitude (verticale, plan équatorial en bas et pole Nord en haut), et 150 degrés en longitude (horizontale). L'échelle de couleur mesure la perturbation en température du fluide (plus clair = plus chaud, plus foncé = plus froid), à laquelle sont superposés des isocontours de l'intensité de la composante radiale du champ magnétique (perpendiculaire au plan de l'image; vert = positif, bleu = négatif). Il faut noter comment le champ magnétique de surface tend à s'accumuler en périphérie des régions de fluide chaud ascendant. À ce stade, soit relativement tôt dans la simulation, le champ magnétique aux grandes échelles n'a pas encore eu l'occasion de se s'amplifier, et le flux magnétique hémisphérique net demeure pratiquement nul. Le champ magnétique y étant présent est produit principalement par la dynamo turbulente opérant aux petites échelles spatiales.

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• Page Simulations EULAG-MHD
• Ghizaru, M., Charbonneau, P., et Smolarkiewicz, P.K., Magnetic cycles in a large eddy simulation of solar convection, The Astrophysical Journal Letters, 715, L133-L137; on ADS
• Racine, E., Charbonneau, P., Ghizaru, M., Bouchat, A., et Smolarkiewicz, P.K., On the mode of dynamo action in a global large-eddy simulation of solar convection, The Astrophysical Journal, 735, id46; on ADS

Image ajoutée le 31 janvier 2012 by paulchar@astro.umontreal.ca. Tous droits réservés / Copyrighted by Université de Montréal