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La mécanique des fluides appliquée aux étoiles
La dynamique des fluides astrophysiques (DFA) à travers 3 exemples :1. la convection dans les étoiles2. les pulsations d’étoiles3. la dynamo dans les étoiles
Boris Dintrans (Observatoire MidiPyrénées, LATT)[email protected]mip.fr
Advection Viscosité
DFA = le problème de la turbulence
Re < 2000 Re > 3000
Turbulence = NONLINEAIRE = cascade turbulente
Kolmogorov (1941) -->
Cas de la convection stellaireComme dans la cuisine... cf film M. Rieutord (LATT)
mais en beaucoup plus compliqué !
Un angle d’attaque : les simulations numériques directes
1 milliard de points dans chaque direction
Quelques exemples de DNS de convection stellaire
Dintrans, Brandenburg, Nordlund & Stein
Simulation localeavec pénétration
Simulation globale en approche starinabox
Dintrans & Brandenburg
Un autre problème de DFA :
les oscillations des étoiles
L’exemple historique d’étoiles variables : les Céphéides
Henrietta Leavitt
Céphéidesmesurée
Basu et al. (1996)
Golf@SOHO
Astérosismologie : cas du Soleil
Résultat :
Quelques problèmes actuels concernant ces oscillations d’étoiles...
• comment les exciter ?• si l’étoile tourne vite sur ellemême ?• influence de la convection ?• influence d’un champ magnétique ?...
Influence de la rotation :Variables GammaDoradus
Influence de la convection :Bord rouge des Céphéides
CORIOLIS
Mode H1 : w=0.550, N=0.2 Mode H2 : w=0.755, N=1
Oscillations gravitoinertielles d'une étoile en rotation rapide :
attracteurs d'ondes
Dintrans, Rieutord & Valdettaro
Mode E1 : w=1.130, N=2.5 Mode E2 : w=1.099, N=0.7
Couplage entre les oscillations radiales et la convection
(thèse Thomas Gastine)
Le problème de la dynamo stellaire
● Développement de la spectropolarimétrie : ESPaDOnS & Narval → polarisation circulaire des raies spectrales à cause de → reconstruction de la structure de à grande échelle
● Développement simultané de simulations MHD massivement parallèles → code anélastique en harmoniques sphériques ASH → approche starinabox avec le Pencil Code ou CO5BOLD
Equation d'induction :
Dernières simulations de M avec ASH par Browning (2008)
DR supprimée par la force de Laplace → champ magnétique à l'équipartition → dû au nombre de Rossby << 1 → champ axisymmétrique plutôt pol. 18%
Simulations de M avec le Pencil Code en Starinabox (thèse Julien Morin)
Champ radial Br Champ azimutal Bphi
Structure du champ à grande échelle ~ dipôle axisymmétrique
Vitesse Uphi
Conclusion
● Dynamique des fluides astrophysiques : → problème de la turbulence → simulations numériques = outil en fort développement → mais régime des paramètres souvent éloigné de la réalité
● Divers exemples présentés : → convection stellaire : influence de la pénétration convective → pulsations : couplage avec la rotation et la convection → dynamo : champ magnétique des étoiles M entièrement convectives
● Apport des amateurs ? → il y a des codes dans le domaine public (Pencil Code, ZEUS, Athena...) → pas besoin de télescopes mais plutôt de supercalculateurs ! [accès amateur ?] → mettre des simulations dans l'OV ?