Modélisation dynamo des cycles d`activité stellaire
Université de Montréal
Modélisation dynamo des cycles d’activité stellaire
par
Caroline Dubé
Département de physique
Faculté des arts et des sciences
Mémoire présenté à la Faculté des études supérieures
en vue de l’obtention du grade de Maître ès sciences (M. Sc.)
en physique
Avril, 2013
© Caroline Dubé, 2013
ii
Résumé
Des décennies d’observation ont permis d’obtenir différentes relations liées à l’activité
stellaire. Cependant, il est difficile de reproduire numériquement celles-ci à partir de modèles
dynamo, puisqu’il n’y a pas de consensus sur le processus réellement présent dans les étoiles.
Nous tentons de reproduire certaines de ces relations avec un modèle global 3D
hydrodynamique qui nous fournit le profil de rotation différentielle et le tenseur-α utilisés en
entrée dans un modèle de dynamo αΩ. Nous reproduisons ainsi efficacement la corrélation
positive entre le rapport
et
. Par contre, nous échouons à reproduire les relations
liant
et l’énergie magnétique au nombre de Rossby. Cela laisse croire que la variation
de
avec la période de rotation est une caractéristique robuste du modèle αΩ, mais
que l’effet-α ne serait pas le processus principal limitant l’amplitude du cycle. Cette saturation
découlerait plutôt de la réaction magnétique sur l’écoulement à grande échelle.
Mots clés: Étoiles, Champ magnétique, Cycle magnétique, Dynamo, Simulation
iii
Abstract
Decades of stellar observations established various relationships related to stellar
activity cycles. However, these are difficult to numerically reproduce using dynamo models,
since flows important for dynamo action cannot be measured in stars other than the Sun. We
model these relationships by extracting the differential rotation profile and the α-tensor from a
global 3D hydrodynamical simulation and use them as an input into a αΩ dynamo model. We
succeed in reproducing the observed positive correlation between the ratio
and
.
On the other hand, we fail to do so for the relationship linking
and the magnetic
energy to the Rossby number. This indicates that the variation of
with the rotation
period is a robust feature of the αΩ model, but that the α-effect is probably not the main
process limiting cycle amplitude. This saturation is most likely related to the magnetic
backreaction on large-scale flows.
Keywords: Stars, Magnetic field, Magnetic cycle, Dynamo, Simulation
iv
Table des matières
Résumé .................................................................................................................. ii
Abstract ................................................................................................................iii
Table des matières ............................................................................................... iv
Liste des tableaux ................................................................................................ vi
Liste des figures .................................................................................................. vii
Liste des annexes ................................................................................................. ix
Liste des sigles ....................................................................................................... x
Remerciements..................................................................................................... xi
Chapitre 1 – Introduction .................................................................................... 1
1.1. Le Soleil en général ................................................................................... 2
1.1.1. Caractéristiques ..................................................................................................... 2
1.1.2. Structure ................................................................................................................ 2
1.1.3. Rotation ................................................................................................................. 5
1.2. L’activité solaire ........................................................................................ 6
1.2.1. Bref historique ...................................................................................................... 7
1.2.2. Caractéristiques des taches et cycles d’activité .................................................... 8
1.3. L’activité stellaire .................................................................................... 11
1.3.1. Déterminer la période du cycle ........................................................................... 12
1.3.2. Qu’est-ce que le nombre de Rossby? .................................................................. 14
1.4. Les simulations numériques .................................................................... 16
1.4.1. EULAG-HD ........................................................................................................ 17
1.4.2. Dynamo αΩ et modèle de champs moyens axisymétriques ............................... 18
1.5. Résultats en bref ...................................................................................... 23
1.6. Contribution ............................................................................................. 25
Chapitre 2 – Stellar dynamos and cycles from numerical simulations of
convection ............................................................................................................ 27
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