Modélisation 3-D du Soleil : de son cœur à sa surface

Communiqué de presse

Lundi, 5 mai 2014

Une équipe du laboratoire Astrophysique Instrumentation & Modélisation (CEA/CNRS/Université Paris Diderot) a réussi à modéliser les effets d'ondes de gravité dans une simulation du Soleil extrêmement complète, de son cœur nucléaire à sa surface convective, et ce en 3 dimensions. Les résultats donnent accès à des informations d'une très haute précision et livrent une description rigoureuse et inédite de la dynamique interne du Soleil. Ces travaux, publiés dans la revue Astronomy and Astrophysics, devraient permettre d'affiner grandement les modèles théoriques et de mieux préparer les futures missions spatiales (Solar-Orbiter, Plato) d'observation d'étoiles telles que le Soleil.

                                                           >> Communiqué de presse et contact ici

Les ondes qui se propagent à l’intérieur des étoiles, et dans le cas présent du soleil, jouent un rôle fondamental. Elles influencent leur structure, évolution et dynamique, pouvant créer des pulsations globales tout en étant une source d’information précieuse pour étudier les phénomènes dynamiques à l’intérieur des étoiles. Ces ondes sont de 2 types : les ondes acoustiques tout à fait semblables aux ondes sonores, et les ondes de gravité qui se propagent dans tout fluide non convectif et stablement stratifié en densité (les vagues en sont la sous-famille la plus connue*). Ces 2 types d’ondes jouent un rôle important dans l’évolution de la rotation et du mélange des éléments chimiques dans les couches radiatives des étoiles. A l’instar des ondes acoustiques, les ondes de gravité peuvent selon leur fréquence entrer en résonance dans le soleil sur des modes appelés « modes g ». Il se produit le même phénomène avec une corde de guitare qui résonne sur certaines harmoniques ou modes propres, à la différence que le soleil est une sphère 3D dont les harmoniques ou modes possibles sont plus complexes.

Une simulation complète du Soleil en 3-D

La simulation numérique développée par les chercheurs a porté sur l'étude des ondes de gravité, les plus difficiles à détecter dans les étoiles de type solaire car elles se propagent dans les zones internes profondes. L’intérieur d’une étoile est composé de deux zones, dont les tailles relatives dépendent de la masse de l’étoile. Dans le cas des étoiles de type solaire, simulées ici, la zone la plus externe est convective** et turbulente. La zone interne (enfouie), radiative***, quant à elle, est stablement stratifiée. C’est uniquement dans cette zone stable que les ondes de gravité peuvent naître et se propager, la zone convective agissant comme une barrière qui les atténue fortement et les rend difficilement détectables depuis l’extérieur. Grâce à ces simulations non-linéaires, il est possible de comparer l’amplitude de ces ondes dans le coeur du Soleil et d’en suivre la présence et la dynamique en surface, puisque leurs propriétés sont connues. Cette simulation numérique a nécessité des millions d’heures de calcul sur les ordinateurs massivement parallèles les plus puissants de France (GENCI1) et d’Europe (PRACE2), ce qui représente plusieurs siècles de calcul sur un ordinateur monoprocesseur.


Figure 1 : A gauche : Vue 3D d’une simulation du Soleil, dans laquelle on a retiré un quart de sphère pour voir l’intérieur de l’étoile. Quand les flots convectifs descendants (bleus) arrivent à l’interface avec la zone radiative (localisée à 70% du rayon de l'étoile), ils excitent des ondes de gravité qui se propagent dans la zone radiative en spiralant vers le centre. A droite : Coupe du plan méridien montrant la vitesse de rotation dans les zones internes de l’étoile. Dans la zone convective, le taux de rotation dépend de la latitude. Le profil obtenu dans la simulation est très proche de celui déduit des mesures héliosismiques. La zone radiative, elle, tourne comme un solide, à un taux de rotation constant. Comprendre la dynamique de ces deux zones et de leur interface, la tachocline, est une des grandes questions actuelles de la physique solaire. © CEA/SAp

Un large spectre d’ondes de gravité excité par la convection

En se plaçant dans la zone radiative, il est possible de calculer le spectre des ondes de gravité visibles sur la figure 1. C’est la première fois qu’un spectre aussi riche est obtenu par des simulations 3D et non-linéaires du Soleil. L’étude de ses propriétés a permis d’apporter de nombreuses informations sur la manière dont les ondes de gravité sont excitées, se propagent et interagissent avec les autres processus. Sur la figure 1 ci-dessus, les ondes de gravité forment des spirales quasi-circulaires dirigées vers le centre de l’étoile, se présentant visuellement comme une structure en oignon. Ce schéma correspond aux ondes de basses fréquences qui dominent le spectre (zone rouge foncée sur la figure 2). En sélectionnant seulement une fine bande de fréquences, on fait le tri parmi ces ondes, on en isole certaines et on obtient une forme très différente, représentée sur la figure 2 (panneau droit). L’accord entre simulation et théorie est remarquable.


Figure 2 : A gauche : Spectre des ondes de gravité se propageant dans la zone radiative. La partie haute du spectre, formée par des points distincts les uns des autres, correspond aux modes résonnants. Les croix noires résultent du calcul de ces modes par un code d’oscillation 1D. L’accord entre les deux résultats est supérieur à 93%. La partie du spectre qui n’est pas recouverte par les croix noires correspond aux ondes progressives (non stationnaires), qui façonnent la rotation interne de l’étoile sur de grandes échelles temporelles. A droite : Vue du plan équatorial de la simulation 3-D après sélection de la fréquence 0.3mHz. La ligne bleue superposée est obtenue par la méthode de tracé de rayon. © CEA/SAp

La simulation numérique réalisée par les chercheurs offre, par le nombre de phénomènes et l’étendue spatiale pris en compte (turbulence, convection, effets thermiques, radiatifs et visqueux, rotation différentielle, 97% du soleil simulés - jusqu’au cœur, simulation 3D) une description extrêmement riche et complète de la dynamique d’une étoile comme le Soleil. Elle apporte des réponses aux questions des astéro/héliosismologues qui étudient les modes g et en déduisent les propriétés internes des étoiles. Par exemple, la mesure de la fréquence et de l’élargissement rotationnel des modes g sert à déduire le taux de rotation des étoiles. Elle est ainsi un outil de choix, et complémentaire, pour mieux comprendre les mécanismes de formation, d’excitation et de propagation des ondes dans les zones radiatives et à travers les zones convectives jusqu’à la surface de l’étoile. Ces travaux sont également un support important pour les futures missions spatiales de l’Esa3 d’étude du Soleil (Solar-Orbiter, lancement en 2017) ou d’observations d’étoiles de la Galaxie (mission Plato, lancement prévu en 2024).

Note(s): 

*les vagues sont des ondes de gravité de surface, pas internes.
**les transferts de chaleurs se font par des mouvements de matière, comme l’air dans une maison chauffée par des convecteurs.
***ce sont principalement les photons (la lumière) qui évacuent l’énergie vers l’extérieur (l’équivalent des chauffages radiants de nos maisons). 

1. Grand Equipement National de Calcul Intensif
2. Partnership for Advance Comuting in Europe
3. Agence Spatiale Européenne

Source(s): 

Theoretical seismology in 3D : nonlinear simulations of internal gravity waves in solar-like stars, Luci ALVAN, Allan-Sacha BRUN, Stéphane MATHIS, Astronomy & Astrophysics, Avril 2014.

La reprise des actualités du site est autorisée avec la mention "Source : Actualités du CNRS-INSU" et un lien pointant sur la page correspondante.