I9 : SolarGeoMag : Améliorer les prévisions de l’activité des dynamos du Soleil et de la Terre en rapprochant leur description physique et leur observation

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    L’objectif principal du projet est d’améliorer notre compréhension physique ainsi que notre capacité à prévoir l’activité magnétique à long terme du Soleil et de la Terre. Cette compréhension sera basée sur l’analyse des simulations 3D, qui seront paramétrées et implémentées dans de modèles de basse dimensionnalité qui se prêtent à des expériences d’assimilation des données.

    Les simulations numériques tridimensionnelles, auto-cohérentes, de la génération des champs magnétiques internes du soleil et de la Terre ont fait d’immenses progrès ces 15 dernières années, grâce à l’augmentation spectaculaire de la puissance de calcul.

     

     

    Simulation complète en 3-D du Soleil, montrant la vitesse normalisée radiale allant du cœur du Soleilà sa surface (Alvan et coll. 2015, Brun et coll. 2016, en préparation). Notez les motifs convectifs de surface et l’excitation d’ondes gravito-inertielles internes par les flux convectifs turbulents.

    Simulation complète en 3-D du Soleil, montrant la vitesse normalisée radiale allant du cœur du Soleilà sa surface (Alvan et coll. 2015, Brun et coll. 2016, en préparation). Notez les motifs convectifs de surface et l’excitation d’ondes gravito-inertielles internes par les flux convectifs turbulents.

     

    Profil de rotation solaire dans le plan méridional calculé avec le code ASH par Alvan et coll. (2015). Notez la forte rotation différentielle extérieure et la transition rapide vers une rotation en bloc au cœur du soleil (Alvan et coll. 2015). La transition s’effectue à travers une région appelée tachocline.

    Profil de rotation solaire dans le plan méridional calculé avec le code ASH par Alvan et coll. (2015). Notez la forte rotation différentielle extérieure et la transition rapide vers une rotation en bloc au cœur du soleil (Alvan et coll. 2015). La transition s’effectue à travers une région appelée tachocline.

     

    Les lignes de champ magnétique à l’intérieur d’une simulation en trois dimensions de la dynamique solaire, calculée avec le code ASH (d’après Augustson et coll., ApJ, 2015).

    Les lignes de champ magnétique à l’intérieur d’une simulation en trois dimensions de la dynamique solaire, calculée avec le code ASH (d’après Augustson et coll., ApJ, 2015).

     

    Diagramme papillon issu d’une simulation numérique cyclique de la dynamo solaire (Augustson et coll., 2015). Notez la propagation de l’équateur d’onde dynamo à moyennes et basses latitudes, ainsi que la période de grand minimum (faible activité) entre les cycles 11 et 16.

    Diagramme papillon issu d’une simulation numérique cyclique de la dynamo solaire (Augustson et coll., 2015). Notez la propagation de l’équateur d’onde dynamo à moyennes et basses latitudes, ainsi que la période de grand minimum (faible activité) entre les cycles 11 et 16.

     

    Vent solaire calculé à partir d’un magnétogramme de l’Observatoire Wilcox au cours du cycle 22, en utilisant le code PLUTO (Reville, Brun et coll. 2015). Les lignes de champ sont colorées suivant l’amplitude de la composante radiale du champ magnétique (Br) et la nuance de gris correspond à la surface d’Alfvén, au-delà de laquelle la vitesse du vent est super-Alfvenique.

    Vent solaire calculé à partir d’un magnétogramme de l’Observatoire Wilcox au cours du cycle 22, en utilisant le code PLUTO (Reville, Brun et coll. 2015). Les lignes de champ sont colorées suivant l’amplitude de la composante radiale du champ magnétique (Br) et la nuance de gris correspond à la surface d’Alfvén, au-delà de laquelle la vitesse du vent est super-Alfvenique.

    En parallèle à ces progrès de modélisation directe, des méthodes d’assimilation ont été mises en œuvre pour mieux contraindre l’évolution à court terme du champ magnétique B des dynamos solaire et terrestre. Pour une prédiction à plus long terme, l’emploi de simulations tridimensionnelles pour l’assimilation a un coût qui demeure prohibitif.

    Cette contrainte impose de développer  des modèles plus conceptuels et de basse dimension afin d’étayer (par comparaison objective avec les données) nos études directes 3-D des variations à long terme de B, telles les inversions de polarité (rares et irrégulières) de la dynamo terrestre, ou les grands minima solaires (périodes centennales de faible activité). Notre groupe a développé de tels modèles simplifiés pour le cas solaire (modèles de « champ moyen »), qu’il a placés au cœur d’un système d’assimilation variationnelle afin d’être en mesure de prédire l’activité solaire sur un cycle solaire (11 ans). Nous proposons ici d’améliorer la physique de ces modèles pour être en mesure de caractériser le comportement à long terme de la Terre et du Soleil.

    Les questions que nous souhaitons aborder sont :

    • Quels sont les mécanismes physiques responsables de la variabilité magnétique à long terme du Soleil et de la Terre?
    • Quelle est la prévisibilité des événements basses fréquences/rares tels que les minima solaires et les inversions géomagnétiques ?
    • Peut-on faire des prévisions fiables de ces événements à l’aide, par exemple, de modèles partiellement simplifiés (paramétrés)?

    Ces questions, dont les réponses doivent s’appuyer sur les observations disponibles, peuvent être posées dans le cadre général de l’assimilation des données. Appliquer des techniques d’assimilation des données pour étudier le comportement à long terme du magnétisme du Soleil et de la Terre est actuellement hors de portée si l’on veut recourir à des modèles 3D haute résolution (le coût d’une assimilation est de 10 à 100 fois celui d’une intégration directe simple du modèle). Notre objectif est d’analyser les sorties complexes des simulations 3-D des dynamos solaire et terrestre afin d’en extraire les mécanismes fondamentaux qui contrôlent la variabilité magnétique à long terme de ces objets, et de tester ces mécanismes au regard des observations en les plaçant au cœur de modèles conceptuels de taille moyenne plus adapté à une démarche d’assimilation des données. Ces observations comprendront le nombre de taches solaires depuis le début des années 1600 pour le Soleil (comprenant donc le minimum de Maunder) et les fluctuations de l’intensité géomagnétique au cours des 2 derniers millions d’années (couvrant 5 inversions de polarité, la dernière s’étant produite il y a 780 000 ans).

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    • Alexandre Fournier (IPGP)
    • Sacha Brun (AIM/CEA-Université Paris-Diderot),
    • Ching-Pui Hung (IPGP/AIM/CEA-Université Paris-Diderot)
    • Gauthier Hulot (IPGP)
    • Laurène Jouve (IRAP/AIM)
    • Antoine Strugarek (AIM/CEA-Université Paris-Diderot & Groupe Solaire/Université Montréal)

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    À venir !

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    Hung, C.P., Jouve, L., Brun, A.S., Fournier, A., and Talagrand O., Estimating the deep solar meridional circulation using magnetic observations and a dynamo model: a variational approach, The Astrophysical Journal, 814, 151 (21 pp), 2015. doi:10.1088/0004-637X/814/2/151

     

    Svanda, M., Brun, A.S., Roudier, T., Jouve, L., Polar cap magnetic field reversals during solar grand minima: could pores play a role?, Astronomy and Astrophysics, 586, A123 (11 pp), 2016.
    10.1051/0004-6361/201527314

     

    Brun, A.S., Browning, M.K., Dikpati, M., Hotta, H., Strugarek, A., Recent Advances on Solar Global Magnetism and Variability, Space Science Reviews, 196, 101 (35 pp), 2015

     

    Réville, V., Brun, A.S., Strugarek, A., et al., From Solar to Stellar Corona: The Role of Wind, Rotation, and Magnetism, The Astrophysical Journal, 814, 99 (9 pp), 2015
    10.1088/0004-637X/814/2/99

     

    Alvan, L., Strugarek, A., Brun, A.S., Mathis, S., Garcia, R.A., Characterizing the propagation of gravity waves in 3D nonlinear simulations of solar-like stars, Astronomy and Astrophysics, 581, A112 (13 pp), 2015.
    10.1051/0004-6361/201526250

     

    Augustson, K., Brun, A.S., Miesch, M., Toomre, J., Grand Minima and Equatorward Propagation in a Cycling Stellar Convective Dynamo, The Astrophysical Journal, 809, 149 (25 pp), 2015
    10.1088/0004-637X/809/2/149