| Mardi 14 décembre , D.R.F.C., C.E.A.
Cadarache
Journée de Dynamique Non Linéaire
Convection, Turbulence et
Magnétisme dans les Etoiles
Contrôle de la diffusion
chaotique en hydrodynamique
Nouvelle approche perturbative
de la saturation non-linéaire des modes de déchirement
Résumé du séminaire de Allan Sacha Brun Nous presenterons des simulations numériques tridimensionnelles de la magnetohydrodynamique des étoiles, obtenues à partir du code ASH (anelastic spherical harmonics) sur des ordinateurs massivement paralleles. En particulier nous nous interesserons a l'interaction subtile entre convection, rotation et champs magnetiques dans le Soleil, en repondant a des questions telles que par example: Quelle est la source de la rotation differentielle vue en surface (et en profondeur grâce à l'Héliosismologie) et de la circulation méridienne? Quel type de dynamo une zone convective turbulente developpe t-elle? Qu'elle est la nature (réguliere, intermittente) des champs magnétiques induits? Puis nous replacerons le Soleil en tant qu'étoile et le comparerons a des étoiles de type spectral identique ou different afin d'identifier le rôle de la structure interne de l'étoile sur le type de magnétisme qu'elle possede. Nous nous interesserons alors à des modeles d'étoiles de type A (2 fois plus massives que le Soleil) qui elles possedent un coeur convectif plutot qu'une enveloppe convective et nous identifierons les points communs et les differences. Enfin nous replacerons notre etude dans le contexte plus general de la dynamo stellaire et cosmique. Résumé du séminaire de Tounsia Benzekri On se propose d'appliquer la méthode du contrôle du chaos dans les systèmes Hamiltoniens (méthode développée par Ciraolo, Chandre, Lima et Vittot), pour un modèle en hydrodynamique. Il s'agit d'un fluide bidimensionnel, incompressible et dépendant périodiquement du temps. Dans ce modèle Hamiltonien, l'advection chaotique de particules passives est observée. Par cette méthode, on construit des barrières qui empêchent la diffusion.
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