Recherches au coeur du Soleil

Large-Scale Dynamics of the Convection Zone and Tachocline

Mark S. Miesch
High Altitude Observatory
National Center for Atmospheric Research
3450 Mitchell Lane, Boulder, CO 80301
U.S.A.
miesch@ucar.edu
http://www.hao.ucar.edu/~miesch

Abstract :

The past few decades have seen dramatic progress in our understanding of solar interior dynamics, prompted by the relatively new science of helioseismology and increasingly sophisticated numerical models. As the ultimate driver of solar variability and space weather, global-scale convective motions are of particular interest from a practical as well as a theoretical perspective. Turbulent convection under the influence of rotation and stratification redistributes momentum and energy, generating differential rotation, meridional circulation, and magnetic fields through hydromagnetic dynamo processes. In the solar tachocline near the base of the convection zone, strong angular velocity shear further amplifies fields which subsequently rise to the surface to form active regions. Penetrative convection, instabilities, stratified turbulence, and waves all add to the dynamical richness of the tachocline region and pose particular modeling challenges. In this article we review observational, theoretical, and computational investigations of global-scale dynamics in the solar interior. Particular emphasis is placed on high-resolution global simulations of solar convection, highlighting what we have learned from them and how they may be improved.

Traduction par Patricia Régnier avec google

Résumé :

Les dernières décennies ont vu des progrès spectaculaires dans notre compréhension de la dynamique solaire interne, motivée par la science relativement nouvelle de l"héliosismologie et de plus en plus sophistiquées modèles numériques. Comme l'ultime moteur de la variabilité solaire et la météorologie spatiale, les mouvements convectifs à l'échelle globale sont d'un intérêt particulier du point de vue pratique, autant que théorique. Une convection turbulente sous l'influence de la rotation et la stratification redistribue le moment et l'énergie, générant la rotation différentielle, la circulation méridionale, et les champs magnétiques au travers les processus de dynamo hydromagnetique. Dans la tachocline solaire près de la base de la zone de convection, une forte vitesse angulaire de cisaillement complémentaire amplifie les champs ce qui par la suite s'élève à la surface pour former des régions actives. Convection pénétrante, instabilités, turbulence stratifiée, et vagues tout s'ajoute à la richesse de la dynamique de la région de la tachocline et pose en particulier des défis de modélisation. Dans cet article, nous examinons les recherches d'observation, théoriques et informatiques de la dynamique globale à l'intérieur du Soleil. Un accent particulier est mis sur la haute résolution des simulations globales de la convection solaire, en mettant en évidence ce que nous avons appris d'eux et comment ils peuvent être améliorée.

http://solarphysics.livingreviews.org/open?pubNo=lrsp-2005-1&page=articlesu23.html

 

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Titre : Le Transport du Moment Angulaire dans les Zones Radiatives d'une Etoile Magnétisée. Le spin-descendant solaire.

Auteurs : Charbonneau, P.; MacGregor, K. B.

Publication : Astrophysical Journal v.417, p.762

Date de la publication : 11/1993

Origine : APJ; KNUDSEN

Mots clés ApJ ; MAGNETOHYDRODYNAMICS: MHD, STARS: INTERIORS, STARS: MAGNETIC FIELDS, STARS: ROTATION, SUN: INTERIOR

DOI : 10.1086/173357

Code bibliographique : 1993ApJ...417..762C

 Nous présentons un vaste ensemble de calculs numériques décrivant l'évolution de la rotation d'une étoile de type solaire, en réponse au moment de torsion exercé sur elle par un vent magnétiquement accouplé émanant de sa surface. Nous considérons une situation où la redistribution interne du moment angulaire dans la part radiative de l'enveloppe est dominée par les contraintes magnétiques résultant de cisaillement, à grande échelle, d'un  champ magnétique poloïdal préexistant. Supposant un champ magnétique poloïdal indépendant du temps, délaissant les mouvements de fluide dans les plans méridiens, et limitant notre attention sur les systèmes axisymétriques, nous réduisons le problème du spin-down pour la résolution des composants(couplé) 4) du moment et les équations de l'induction. Néanmoins, nos calculs demeurent dynamiques, dans la mesure où ils prennent en compte à la fois la production d'un champ magnétique toroïdal par glissement du champ poloïdal préexistant, et la retro-action résultant de la force de Lorentz sur la rotation différentielle. Il devient possible de tirer, pour la première fois, un portrait raisonnablement réaliste et quantitatif  des effets à grande échelle des champs magnétiques interne sur la séquence principale d'une évolution rotationnelle des étoiles de type solaire. Nous effectuons les calculs de spin-bas pour un modèle solaire standard, à partir de ZAMS et s'étendant tout au long de l'âge solaire. La torsion du vent de surface induit est calculé en utilisant la formulation axisymétrique de Weber et Davis (1967). Nous considérons un nombre de configurations de champ magnétique poloïdal qui diffère à la fois du degré de couplage magnétique entre l'enveloppe convective et le coeur radiatif et dans la force moyenne. L'évolution de la rotation peut être divisée en trois phases plus ou moins distinctes : une phase initiale de l'accumulation du champ toroïdal dans la zone radiative, qui dure de 10 à 106 ans, une deuxième période au cours de laquelle des oscillations initiées dans la zone radiative pendant la première phase sont réduites ; et une troisième période, d'une durée d'un âge d'environ 107 ans, caractérisée par un état d'équilibre dynamique entre les contraintes totales (magnétique + visqueuse) à l'interface coeur-enveloppe et le moment de torsion de surface induit du vent, ce qui conduit à une évolution magnétique interne quasistatique et l'évolution de la rotation. Nos résultats démontrent également (1) l'existence de classes de champs magnétiques internes à grande échelle  ce qui peut s'accomoder du spin-bas rapide près du ZAMS et produit une faible rotation différentielle interne pour l'âge solaire, (2) l'importance de la phase de mélange dans la réduction efficace à grande échelle des oscillations toroïdales se répandant de l'intérieur radiatif au début, (3) la quasi-indépendance de l'actuelle vitesse angulaire de la surface solaire sur la force et la géométrie (passée et présente) de tout champ magnétique interne à grande échelle se répandant de l'intérieur radiatif, et (4) la plus grande dépendance de l'actuel rotation différentielle solaire interne sur la morphologie d'ensemble (mais pas sur la force) du champ magnétique interne.

http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1993ApJ...417..762C

 

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Rhodes Fairbridge and the idea that the solar system regulates the Earth’s climate

Richard Mackey
 
Canberra 
ACT 2600 Australia  
 
epitrochoid@hotmail.com

MACKEY, R., 2007.  Rhodes Fairbridge and the idea that the solar system regulates the Earth’s climate.  Journal
of Coastal Research, SI 50 (Proceedings of the 9th International Coastal Symposium), 955 – 968. Gold Coast,
Australia, ISSN 0749.0208 

Rhodes Fairbridge died on 8th November, 2006.  He was one of Australia’s most accomplished scientists and has
a special connection with Australia.  In July, 1912 his father Kingsley established Fairbridge Village near Perth. 
It contains a chapel of elegant simplicity designed by one of the world’s most famous architects of the time, Sir
Herbert Baker, as a labour of love to commemorate Kingsley.  Rhodes is one of the few scientists to research the
sun/climate relationship in terms of the totality of the sun’s impact on the earth (i.e. gravity, the electromagnetic
force and output and their interaction).  When the totality of the sun’s impact is considered, having regard to the
relevant research published over the last two decades, the influence of solar variability on the earth’s climate is
very strongly non-linear and stochastic.  Rhodes also researched the idea that the planets might have a role in
producing the sun’s variable activity.  If they do and if the sun’s variable activity regulates climate, then
ultimately the planets may regulate it. Recent research about the sun/climate relationship and the solar inertial
motion (sim) hypothesis shows a large body of circumstantial evidence and several working hypotheses but no
satisfactory account of a physical sim process.  In 2007 Ulysses will send information about the solar poles.  This
could be decisive regarding the predictions about emergent Sunspot Cycle No 24, including the sim hypothesis. 
According to the sim hypothesis, this cycle should be like Sunspot Cycle No 14, and be followed by two that will
create a brief ice age.  During the 1920s and ‘30s Australia’s Bureau of Meteorology published research about
the sun/climate relationship, especially Sunspot Cycle No 14, showing that it probably caused the worst drought
then on record.

http://www.griffith.edu.au/conference/ics2007/pdf/ICS176.pdf

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