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Voyage à l’intérieur du Soleil
Fête de la Science16 Octobre 2005
Laboratoire de l’Univers et de ses ThéoriesObservatoire de Paris
à l’œil nu
nous ne voyons que l’extérieur du Soleil
et avec la plupart des instruments
ATTENTION !protégé par un filtre spécial !
Lunette solaire du Pic-du-Midi
Grâce aux satellites artificielsle Soleil est observé en permanence
dans l’espace, loin de la Terre, le Soleil ne se couche jamais !
Grâce aux satellites artificielsle Soleil est observé en permanence
Satellite SOHOSolar & Heliographic Observatory
Agence Spatiale Européenne(ESA) et NASA
dans l’espace, loin de la Terre, le Soleil ne se couche jamais !
Grâce aux satellites artificielsle Soleil est observé en permanence
Satellite SOHOSolar & Heliographic Observatory
Agence Spatiale Européenne(ESA) et NASA
dans l’espace, loin de la Terre, le Soleil ne se couche jamais !
Il orbite à 1,5 millions de kmde la Terre, en direction du Soleil
SOHO observe la surface du Soleil
Instrument MIDI
lumière blancheémise par la surface(photosphère)
les plus grosses tachesmesurent 10 fois la Terre
SOHO observe la surface du Soleil
Instrument MIDI
lumière blancheémise dans laphotosphère
les plus grosses tachesdépassent 10 fois la taille de la Terre
SOHO observe le Soleilen plusieurs longueurs d’onde
Instrument EIT
rayons Xémis dans lacouronne à1,5 millions de degrés
SOHO/EIT
SOHO observe le Soleilen plusieurs longueurs d’onde
Instrument EIT
rayons Xémis dans lacouronne à1,5 millions de degrés
les particulesémises dans leséruptions vontaveuglerl’instrument
SOHO/EIT
SOHO dresse les cartesdu champ magnétique
Instrument MDI
champ magnétiquedans la photosphère
SOHO/MDI
noir/blanc :polarités opposéesgris : champ faible
SOHO dresse les cartesdu champ magnétique
Instrument MDI
champ magnétiquedans la photosphère
noir/blanc :polarités opposéesgris : champ faible
SOHO/MDI
SOHO dresse les cartesdu champ magnétique
Instrument MDI
champ magnétiquedans la photosphère
noir/blanc :polarités opposéesgris : champ faible
les taches sont le sièged’un intensechamp magnétique
SOHO/MDI
SOHO surveille le vent solaire
SOHO/LASCO3
le Soleil (cercle blanc) est occulté par un disque
la couronneest traversée par le vent solaire
film accéléré 1000 fois
Images du satellite TRACE
la matière est embrillancéele long des lignes du champ magnétique
Transition Region & Coronal Explorer/NASA
Zoom sur une région active,avec taches et protubérances
Comment pénétrer à l’intérieur du Soleil ?
grâce à une technique très puissantedécouverte en 1975
l’Héliosismologie
Sondage acoustique du Soleil
Les ondes sonores observéesà la surface du Soleilpermettent de sonder ses couches profondes
SOHO/MDI
Sondage acoustique du Soleil
Les ondes sonores observéesà la surface du Soleilpermettent de sonder ses couches profondes
→ sismologie solaire (ou héliosismologie)
SOHO/MDI
L’héliosismologie confirme et préciseles modèles antérieurs du Soleil
cœur radiatif de500.000 km
zone convectivede 200.000 km
température centrale :15.000.000 de degrés
l’énergie est transportéepar la lumière
l’énergie est libérée parréactions nucléaires
l’énergie est transportéepar des mouvementsde convection
L’héliosismologie nous révèlela rotation interne du Soleil
en rouge :rotation plus rapide à l’équateur
SOHO/MDI
rotation différentielledans la zone convective
rotation uniformedans la zone radiative
en bleu :rotation plus lenteaux pôles
Questions que se posentles astrophysiciens
• Pourquoi la zone convective tourne plus vite à l’équateur qu’aux pôles?
• Comment est produit le champ magnétique?
Pour répondre, ils font appel à la simulation numérique
et à la modélisation avancée
• Comment est accéléré le vent solaire?
Modélisation de la zone convective solaireRésolution ~ 1000^3Re=VrmsD/ν ∼ 800Pr = 0.25
Brun & Toomre 2002, ApJ 570, 865
en jaune/orange :la matière chaude monte
Simulation des mouvements verticaux à30.000 km de profondeurils transportent la chaleurvers la surface
en bleu :la matière froide descend
Modélisation de la zone convective solaireRésolution ~ 1000^3Re=VrmsD/ν ∼ 800Pr = 0.25
Brun & Toomre 2002, ApJ 570, 865
en jaune/orange :la matière chaude monte
Simulation des mouvements verticaux à30.000 km de profondeurils transportent la chaleurvers la surface
en bleu :la matière froide descend
Modélisation de la zone convective solaireRésolution ~ 1000^3Re=VrmsD/ν ∼ 800Pr = 0.25
Brun & Toomre 2002, ApJ 570, 865
en jaune/orange :la matière chaude monte
Simulation des mouvements verticaux à30.000 km de profondeurils transportent la chaleurvers la surface
en bleu :la matière froide descend
→ l’équateur tourne plus vite que les pôles (la rotation moyenne est retranchée)
Modélisation de la zone convective solaireRésolution ~ 1000^3Re=VrmsD/ν ∼ 800Pr = 0.25
Brun & Toomre 2002, ApJ 570, 865
en jaune/orange :la matière chaude monte
Simulation des mouvements verticaux à30.000 km de profondeurils transportent la chaleurvers la surface
en bleu :la matière froide descend
→ l’équateur tourne plus vite que les pôles (la rotation moyenne est retranchée)
Modélisation de la zone convective solaire
Simulation des mouvements turbulents à100.000 km de profondeur
Résolution ~ 1000^3Re=VrmsD/ν ∼ 800Pr = 0.25
Mise en évidencedes tourbillons(on a représenté l’enstrophie= carré du rotationnel)
Brun & Toomre 2002, ApJ 570, 865
Modélisation de la zone convective solaire
Simulation des mouvements turbulents à100.000 km de profondeur
Résolution ~ 1000^3Re=VrmsD/ν ∼ 800Pr = 0.25
mise en évidencedes tourbillons(on a représenté l’enstrophie= carré du rotationnel)
Brun & Toomre 2002, ApJ 570, 865
→ la rotation différentielle persiste en profondeur
Modélisation de la zone convective solaire
Simulation des mouvements turbulents à100.000 km de profondeur
Résolution ~ 1000^3Re=VrmsD/ν ∼ 800Pr = 0.25
mise en évidencedes tourbillons(on a représenté l’enstrophie= carré du rotationnel)
Brun & Toomre 2002, ApJ 570, 865
→ la rotation différentielle persiste en profondeur
Champ magnétique longitudinalcréé par les mouvements convectifs
bleu/rose :polarités opposées
Brun et al. 2004
c’est ce champ longitudinal(ou toroïdal) qui produit les taches à la surface du Soleil
Champ magnétique longitudinalcréé par les mouvements convectifs
bleu/rose :polarités opposées
Brun et al. 2004
en fin de simulationles calottes polairessont retirées pourmieux voir l’intérieur
c’est ce champ longitudinal(ou toroïdal) qui produit les taches à la surface du Soleil
Champ magnétique dans la couronne
Brun et al. 2004
le champ de surfaceest extrapolé en faisant l’hypothèse simplificatrice qu’il n’y pas de matière dans la couronne
noter la similitude avec les images de TRACE
Renversement du champ magnétique
couronne
zone convective
Brun 2004
peu à peu on voit apparaître le champ de polarité opposée(bleu/vert)
Simulation du champ méridien moyen
la simulation démarre avecun champ de polarité Nord(jaune/orange)
Renversement du champ magnétique
Brun 2004
peu à peu on voit apparaître le champ de polarité opposée(bleu/vert)
le champ du Soleilchange de polaritétous les 11 ans
Simulation du champ méridien moyen
la simulation démarre avecun champ de polarité Nord(jaune/orange)
Les travaux se poursuiventpour rendre ces modélisations
plus réalistes et plus fiables
des numériciens,des théoriciens
et des expérimentateurs
grâce aux efforts conjugués
De telles simulations numériques exigentde gros moyens de calcul
• des moyens de visualisation puissants
• des centaines de milliers d’heures de calcul
• jusqu’à 1000 processeurs en parallèle
• des centaines de gigaoctets de mémoire
• à des centres étrangers dans le cadre de collaborations internationales (notamment avec des laboratoires américains)
Pour leurs calculs,les chercheurs du LUTH ont accès
• à la Machine Parallèle de l’Observatoire de Paris
• aux superordinateurs de l’IDRIS (CNRS) et du CINES (MRNT)
IBM Power4 de l’IDRIS
Simulations numériques effectuées par A.S. Brun(chercheur CEA, associé au LUTH)
et ses collaborateurs
Documents SOHO (ESA/NASA) et TRACE (NASA)
Montage réalisé au LUTH par J.-P. Zahn
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