Résumés des articles

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Articles

2024

C. Pinçon et al., Coriolis darkening in late-type stars II. Effect of self-sustained magnetic fields in stratified convective envelope

Titre français: Effets de la force de Coriolis sur l'assombrissment des étoiles de type tardif à leur surface. II. Effet des champs magnétiques auto-entretenus dans une enveloppe convective stratifiée.
Dans les étoiles massives en rotation rapide dotées d'enveloppes radiatives stratifiées de manière stable, on sait que l'aplatissement centrifuge rend les pôles plus brillants que l'équateur ; c'est ce qu'on appelle l'assombrissement gravitationnel. Cependant, dans les étoiles froides dotées d'enveloppes convectives, l'effet de la rotation sur la distribution de la luminosité de surface est plus difficile à appréhender, car il nécessite de modéliser des flux très turbulents et la génération potentielle de champs magnétiques par effet dynamo. Pour répondre à cette question, nous utilisons un large ensemble de simulations MHD tridimensionnelles haute performance de coques sphériques en rotation. Dans de telles couches convectives, la force de Coriolis tend à organiser la convection en colonnes alignées avec l'axe de rotation, générant par interaction non linéaire un fort vent équatorial vers l'est à la surface. Raynaud et al. (2018) avaient déjà montré que ces jets inhibent le flux de chaleur vertical et réduisent ainsi la luminosité près de l'équateur, rendant les pôles plus lumineux et imitant ainsi un assombrissement gravitationnel. Dans Pinçon et al. (2024), nous étendons ces résultats précédents en ajoutant l'effet des champs magnétiques générés par l'effet dynamo dans ces couches convectives. Dans le cas où la convection est faiblement turbulente, nous constatons que ces champs magnétiques peuvent inverser le contraste de luminosité entre les pôles et l'équateur par rapport au cas hydrodynamique. Dans les flux très turbulents, les champs magnétiques ont tendance à réduire le contraste global de luminosité entre les pôles et l'équateur, car la force de Lorentz est capable d'étouffer le vent équatorial, uniformisant ainsi la luminosité de la surface. Ces effets sont d'une importance capitale pour interpréter les courbes de lumière stellaires avec des exoplanètes en transit ou des binaires à éclipses, et devraient être pris en compte dans un avenir proche, au même titre que tout autre effet tel que la gravité ou les effets d'assombrissement des limbes.

2026

J. Philidet et al., A new particle-based code for Lagrangian stochastic models applied to stellar turbulent convection

Titre français: Un nouveau code basé sur les particules pour les modèles stochastiques lagrangiens appliqués à la convection turbulente stellaire/i>.
Dans quasiment toutes les étoiles, on trouve des régions dans lesquelles la température varie si rapidement avec la profondeur que cela engendre une instabilité convective : le gaz est déplacé vers le haut sur de longues distances, et transporte avec lui de l’énergie, des éléments chimiques, ainsi que du moment cinétique (redistribuant ainsi la manière dont l’intérieur de l’étoile tourne sur lui-même). C’est par exemple le cas de l’enveloppe du Soleil, qui couvre 30% de son rayon total. La convection, en modifiant l’équilibre entre les différents éléments chimiques ainsi que la distribution de l’énergie entre ses différentes couches, affecte la manière dont l’étoile évolue au cours de sa vie. Par ailleurs, elle modifie les fréquences d’oscillations globales de l’étoile : or, c’est précisément grâce à ces oscillations que nous pouvons déterminer avec précision le rayon, la masse, et surtout l’âge de l’étoile – c’est ce qu’on appelle l’astérosismologie. Il est donc vital, pour pouvoir prédire l’évolution stellaire et déterminer les propriétés des étoiles que nous observons, d’être capable de modéliser de manière réaliste la convection dans les étoiles. Or, nos modèles d’évolution stellaire pêchent dramatiquement dans ce domaine : s’ils sont capables, au premier ordre, de rendre compte du transport convectif dans le volume des régions convectives stellaires, ils sont en revanche bien incapables de décrire le comportement du gaz aux limites de ces régions. Cela est dû aux multiples échelles temporelles et spatiales mises en jeu dans le processus convectif, qui ne sauraient être toutes incluses dans un modèle d’évolution stellaire qui, par nature, s’intéresse aux échelles temporelles beaucoup plus longues. Dans ce contexte, cet article vise à apporter à la communauté de physique stellaire des outils de modélisation des écoulements turbulents venant de la communauté de dynamique des fluides. Ces outils sont basés sur une description probabiliste de l’écoulement, c’est-à-dire qu’on s’intéresse à la probabilité que le gaz ait telle ou telle vitesse et température à tel endroit et à tel moment. La manière dont ces probabilités évoluent au cours du temps est décrite à l’aide de modèles intrinsèquement aléatoires. Cela permet de générer aléatoirement un grand nombre de trajectoires de particules fluides qui, ensemble, permettent de reconstituer l’écoulement dans son ensemble. En plus de décrire la manière dont cette méthode peut être adaptée pour modéliser la convection turbulente stellaire, cet article décrit également un code numérique que nous avons mis en œuvre pour implémenter ces méthodes, ainsi que les principaux avantages que ces dernières offrent vis-à-vis des simulations hydrodynamiques 3D habituellement exploitées.