Simulations MHD de la convection solaire
Champs magnétiques aux grandes échelles et inversions de polarité
Rotation différentielle et oscillations torsionnelles
Modulation magnétique du transport convectif
Travaillant à partir du populaire et puissant code de simulation numérique hydrodynamique EULAG et en étroite collaboration avec le Dr Piotr Smolarkiewicz (NCAR, Boulder, USA), nous avons développé un nouveau code de simulation numérique MHD global, baptisé EULAG-MHD. Nos simulations visent à mieux comprendre les divers mécanismes impliqués dans la regénération cyclique du champ magnétique solaire. Le modèle est défini sur une coquille sphérique couvrant de 0.6 à 0.96 du rayon solaire, incluant la majoritée de l'enveloppe convective ainsi qu'une portion du coeur radiatif. Les résultats présentés ci-dessous ont été obtenus dans une série de simulations à basse (128x64x47) et moyenne (256x128x97) résolutions spatiales.
La majorité de nos simulations sont effectuées sur les supercalculateurs
du Réseau Québécois
de Calcul de Haute Performance.
La Galerie d'images GRPS
présente offre plusieurs représentations plus détaillees
de divers aspects de ces simulations.
La Figure 1 montre quelques résultats représentatifs, soit la
perturbation de température (à gauche),
les composantes verticales de l'écoulement convectif (au centre)
et du champ magnétique (à droite) deux points de maille
sous la surface.
L'écoulement convectif s'organise en un assemblage
de cellules
contigues de fluide chaud ascendant, dont les frontières communes définissent
un "réseau" de structures plus ou moins linéaires où le fluide froid
coule vers l'intérieur.
L'animations ci-dessous, couvrant un intervalle temporel de 8.3
années, illustre cet aspect fondamental de la convection.
On notera
l'accélération équatoriale de l'écoulement zonal, ainsi que
la température réduite
et les cellules convectives verticalement allongées
dans les régions équatoriales,
caractéristiques de la convection dans un fluide stratifié et
en rotation. On remarquera également que le champ magnétique produit
par la convection, bien qu'intense, semble montrer ici
très peu d'organisation spatiale
aux échelles globales de la simulation.
Figure 1: Animation (format meg, 12 MB) couvrant
une période de 8.3 années dans une simulation MHD représentative.
À droite: perturbation de température (de -1.84 à +1.84 degrés du
sombre au clair);
au centre: composante radiale de la vitesse du fluide (-8.7 à +8.7 m/s du bleu au jaune);
à gauche: composante radiale du champ magnetique (-0.013 à +0.013 Tesla du
vert au jaune). Les trois projections sont extraites à
près de la surface, à
un rayon r/R=0.945.
Dans un contexte solaire, un des grand défis de ce genre de simulations est
de produire un champ magnétique bien organisé
aux grandes échelles spatiales,
et inversant sa polarité de manière régulière.
Nous avons
récemment réussi à reproduire ce comportement
dans nos simulations, qui génèrent au moins deux types distincts
de cycles magnétiques.
La Figure 2 ci-dessous illustre l'évolution spatiotemporelle
de la composante toroidale (zonale) du champ magnétique à
l'interface entre l'envelope convective et les couches stables
sous-jacentes, sur une période de temps de 82 ans.
De fortes fluctuations du champ
magnétique persistent à cette profondeur, en raison de l'intrusion de
plumes convectives provenant
de plus haut; néanmoins, une composante bien définie aux grandes
échelles est
apparente, antisymétrique par rapport au plan équatorial,
maximale aux mi-latitudes et légèrement sous la base de la zone
convective. Ce cycle long a une demie-période d'environ 40 ans, et les
inversions régulières de la polarité
magnétique
sont synchrones dans les deux hémisphères.
(Voir aussi la Page
Modélisation du cycle solaire).
Figure 2: Animation mpeg (52 MB).
Évolution de la composante toroidale (zonale)
du champ magnétique.
La partie (A) montre une projection
Mollweide (longitude/latitude)
à la base de l'enveloppe convective (r/R=0.71),
tandis que la partie
B montre sa moyenne zonale dans le plan méridien.
La simulation couvre une période
de 82 ans. Code couleur comme sur la Figure 1B,
avec le champ mesuré en tesla.
La Figure 3 illustre un second type de cycle magnétique, celui-là
concentré spatialement dans les régions équatoriales
de la zone convective même.
Le degré d'axisymétrie
est moins prononcé ici, mais une moyenne zonale (Figure 3B) fait
émerger une composante axisymétrique
qui montre un patron de propagation
de l'équateur vers les pôles, ressemblant fort
aux "ondes dynamo" prédites
par la théorie de l'électrodynamique
des champs moyens.
La période de ce cycle "court" est d'environ
5 ans ici.
Figure 3: Animation mpeg (10 MB).
Évolution de la composante toroidale (zonale) du champ magnétique
au tier extérieur de l'enveloppe convective.
La simulation couvre maintenant une période
de seulement 10 ans.
Les structures magnétiques sont concentré ici
à basses
latitudes, et dévient substantiellement de l'axisymétrie.
Format identique à la Figure 2.
Figure 4: Animation mpeg (37 MB).
Oscillations torsionnelles dans la simulation de la Figure 2.
La fréquence angulaire de rotation est moyennée
sur la durée de la simulation,
et soustraite pour produire son résidu (en A).
Celui-ci montre des variations
temporelles périodiques de quelques nanoHertz d'amplitude,
se dveloppant
à deux fois la fréquence du cycle magnétique (en B)
L'animation couvre une période
de 80 ans.
La convection magnétohydrodynamique
Champs magnétiques aux grandes échelles
et inversions de polarité
Rotation différentielle
et oscillations torsionnelles
Le cycle magnétique "long" (Figure 2) produit une composante
axisymétrique montrant une forte cohérence spatiotemporelle.
La force magnétique associée
à ce champ induit alors une oscillation
torsionnelle dans le profil de rotation différentielle,
variant en phase avec le cycle magnétique mais à
deux fois sa fréequence, comme le montre la Figure 4.
Autant au niveau de sa phase spatiotemporelle que de son amplitude
générale, ces oscillations torsionnelles ressemblent
remarquablement à
celles observées dans le soleil par hélioséismologie.
Modulation magnétique du transport convectif
Un aspect particulièrement intéressant de nos simulations
MHD avec cycles
est la variation cyclique du transport convectif de l'énergie due
à la variation cyclique du champ magnétique
aux grandes échelles.
Comme le montre la Figure 5, la luminosité convective mesurée
dans les simulations varie en phase avec le cycle magnétique,
autrement dit elle est maximale à la phase maximale
du cycle magnétique,
et minimale à sa phase minimale. Ceci correspond à la phase de
la modulation observée. Ces résultats suggèrent que
la modulation magnétique du transport convectif
de l'énergie
dans l'intérieur solaire puisse contribuer à la variation
cyclique observée des
irradiances solaires totale et spectrales.
Figure 5: (A) Séquences temporelle de la luminosité convective (en jaune) et de l'énergie magnetique (rouge) dans la simulation MHD de la Figure 3. La moyenne temporelle a été soustraite de chaque séquence, et elles ont été normalisée par la luminositée solaire et l'énergie maximale, respectivement. (B) La luminosité convective, mesurée ici à mi-profondeur dans la zone convective (r/R=0.88) est corrélée positivement avec l'énergie magnétique
Qui travaille là-dessus dans le groupe: Antoine Strugarek, Jean-Francois Cossette, Patrice Beaudoin, Dário Passos, Nicolas Lawson, Caroline Dubé. Paul Charbonneau.
Collaborateurs extérieurs: Piotr Smolarkiewicz (MMM/NCAR), Gustavo Guerrero (U. Stanford), Zbigniew Piotrowski (Météo-Pologne)
Publications récentes du groupe sur ce sujet:
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Dernières modifications le 18 janvier 2013 par
paulchar@astro.umontreal.ca.
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