lundi 8 mars 2010
Guillaume Aulanier soutiendra son Habilitation à Diriger des Recherches (HDR) le lundi 15 mars 2010 à 14h30 dans l’Amphithéâtre du bâtiment 18 (LAM) à l’Observatoire de Meudon.
Titre : "Simulation MHD des phĂ©nomènes actifs de l’atmosphère solaire"
Résumé :
Les travaux présentés portent sur la simulation numérique en magnétohydrodynamique (MHD) tridimensionnelle de plusieurs phénomènes qui caractérisent l’activité magnétique du Soleil. Bien qu’étant observationnellement très différents, ces phénomènes relèvent tous de grands principes identiques. D’abord, ils sont largement dominés par l’énergie magnétique. Ensuite, ils évoluent selon les deux étapes suivantes, qui ne font que se décliner de différentes façons d’un phénomène à l’autre. Premièrement l’énergie magnétique s’accumule quasi-statiquement dans la couronne, sous la forme de champs magnétiques non-potentiels parcourus par des courants électriques. Cette accumulation est produite par l’émergence et le cisaillement du flux magnétique au niveau de la photosphère. Deuxièmement des instabilités idéales ou résistives se déclenchent brutalement à partir de seuils critiques. Elles conduisent à la conversion brutale, dans la chromosphère et la couronne, de l’énergie magnétique en énergie cinétique et thermique, et en accélération de particules.
C’est autour de ces principes qu’un nouveau code MHD a été développé, et que les régimes physiques des simulations ont été déterminés. Des méthodes d’analyse dédiées à chaque phénomène, basées sur le calcul et la visualisation des creux magnétiques, des courants électriques et des structures topologiques du champ magnétique, ont été développées et exploitées pour faire le lien entre modèles et observations. Des observations multi longueurs d’onde de HINODE, SOHO, THEMIS et TRACE ont été utilisées soit comme contraintes pour calculer les modèles, soit comme des événements spécifiques pour lesquels les modèles ont apporté des interprétations physiques originales.
Des résultats originaux ont été obtenus pour les taches solaires et leurs boucles coronales torsadées, la coalescence des protubérances, le déclenchement des éjections de masse coronales, la formation de leurs fronts brillants associés, le comportement des lignes de champ pendant leur reconnexion magnétique avec et sans point nul, la propagation de brillances le long des rubans d’éruption, et la formation des anémones coronales par émergence de flux.
