Séminaires fluides et plasmas de l'Observatoire de Meudon
le mercredi 11 heures, Bâtiment 18 (LAM), salle 117
contacterJacques Léorat  ou Roland Grappin

(Images extraites d'Astrofluides)

Prochains séminaires:




Résumé des séminaires précédents :

11 mars: A propos de la diffusion d'un faisceau d'électrons dans une atmosphère stratifiée
par Filippo Pantellini, Lesia
Des faisceaux d'électrons d'origine solaire sont fréquemment observés dans le milieu interplanétaire,  à de grandes distances du lieu de leur formation.   Je discuterai le problème d'un faisceau d'électrons se propageant dans les basses couches de l'atmosphère  du Soleil, là où la collisionalité du plasma est suffisamment forte pour diffuser efficacement le faisceau.   

4 mars: Interaction faisceau plasma en présence de fluctuations de densité : modèle théorique et applications au vent solaire
par Arnaud Zaslavsky, Lesia
Des ondes de Langmuir de grande amplitude spatialement localisées (appelées ILS - Intense Langmuir Solitons) sont fréquemment observées dans le vent solaire, généralement corrélées avec la présence de faisceau d'électrons suprathermiques. De récentes observations (Ergun et al, 2008) ont montré que les ILS pouvaient être interprétés comme des ondes de Langmuir piégées dans des trous de densité du vent solaire. Un modèle 1D basé sur la résolution spectrale des équations de Zakharov en présence d'un faisceau d'électrons a été réalisé. Je présenterai les résultats de simulations numériques de la propagation d'ondes plasma en présence de fluctuations de densité, de leur piégeage éventuel dans des "trous de densité", et de la déstabilisation de ces modes piégés par un faisceau d'électrons.

25 février: Twist, Writhe and Rotation in Solar Eruptions?
par Tibor TOROK, Lesia
The conversion of twist into writhe in the course of ideal MHD instabilities in line-tied coronal magnetic flux rope models is analysed quantitatively, using numerical simulations. Two instabilities are considered, which have been suggested to trigger filament eruptions and coronal mass ejections: the helical kink instability and the torus instability.
To measure the writhe of the flux ropes, recently developed formulae are employed which express the quantity as a single integral in space. We first study the kink instability in the cylindrically symmetric Gold--Hoyle model with line tying and find that the amount of twist converted into writhe does not simply scale with the initial flux rope twist, but depends mainly on the growth rates of the helical instability eigenmodes of higher longitudinal order than the basic mode. We then consider confined and full flux rope eruptions driven by the kink instability, the torus instability, and by their combination, using the more realistic Titov--D\'emoulin model of an arched flux rope. Here it is found that the rotation of the flux rope with respect to its preeruptive orientation can be caused in comparable fractions by the kink instability and by the interaction of the flux rope current with the ambient potential field. The implications of the results for filament eruptions and coronal mass ejections are finally discussed.

18 février: Fermetures fluides, suite. A la recherche du graal
par Gérard Belmont, LPP, Polytechnique
Il s'agira de poursuivre la discussion informelle commencee mercredi 4 fevrier avec Roland Grappin sur les fermetures fluides.
A partir d'une simulation hybride effectuee dans des conditions tres simples: electrons froids, ions balistiques, ... , on essaiera de comparer l'evolution des moments telle qu'on l'observe avec toutes les fermetures fluides auxquelles on peut penser. En cas de victoire pour ce cas particulier, on s'interrogera ensuite sur la generalite du resultat et sur la facon de l'extrapoler a d'autres cas.

4 février: Y a-t-il des fermetures simples pour le flux de chaleur dans un plasma non collisionnel? par Roland Grappin (avec Filippo Pantellini et G. Belmont)
Pour écrire des équations fluides intégrables pour un plasma non-collisionnel, il faut "fermer", c'est-à-dire trouver des expressions du flux de chaleur par exemple, analogue de q = - kappa grad(T). Hollweg a proposé en 1976 une fermeture empirique pour une distribution des vitesses de type gaussienne tronquée, qui est utilisée souvent dans les modèles fluides de vent solaire, et qui est
q = A Pu
où A est positif. P est le 2eme moment (pression), u le premier (vitesse), et q le 3eme (flux de chaleur)
Lorsqu'on considère par contre une distribution formée de plusieurs faisceaux froids (donc chacun quasi-dirac), tels qu'on peut en produire dynamiquement en envoyant l'un contre l'autre deux jets froids, alors, si l'évolution est purement balistique (sans champ électrique ni rien) alors a) le plasma devient tout-à-coup chaud au moment où les deux jets se rencontrent b) on vérifie dans cette phase chaude la relation suivante:
q = -A Pu
où A est positif mais... dépend du temps. Mais est-ce bien une "fermeture"? Si oui, c'est bien utile, car toute solution est bonne à prendre dans le désert où naviguent ceux qui veulent des équations.... intégrables. On en discutera, ainsi que des comparaisons avec des calculs fluides utilisant cette "fermeture".

28 janvier: Which portion of separatrix turn into QSLs in magnetic sources models?
par Anna Lisa Restante, LESIA
a) résumé du résumé (RG) - Sur les structures magnétiques solaires: la littérature dit que topologie et quasi-topologie sont réliées, mais le lien n'est pas bien compris, et on peut progresser en étudiant des cas particuliers...
b) le résumé complet:
At present we know from literature that there are some similarities between topology and quasi-topology but these are not well understood yet, so we seek the nature of the transition between them.
We investigated those in different magnetic sources models. In particular we chose two simple geometries with four potential sources, as well as a "random" not symmetrical distribution of sources.
Two first models consist of two dipoles, the main one equal in both, and the other one that is either roughly parallel to the main dipole axis or almost anti-parallel to it. The third model is a configuration of 15 sources chosen in order to have all nulls to lie on the plane of the sources.
We found that there is a particular relation between QSLs (quasi separatrix layers) footprints and spine. We also found that QSLs are related to some part of the fans. In fact, if we look at the plots of skeletons and squashing factors (Q), we can see that the areas where Q is the highest lie above the central part of the spines. We also find that the extremities of the QSLs footprints, in the vicinity of the sources, actually follow the curves defined by the intersection of the field lines that start from the sources and are part of the fans with the plane at which the QSLs are calculated.
Since the QSLs indicate where the chromospheric emissions are locate during the coronal reconnection, in nearly potential sources models, our results can be used to predict which  parts of the skeleton will turn into QSLs and will therefore participate in coronal reconnection.

17 décembre 2008: Isotropisation des fonctions de distributions non-maxwelliennes des electrons et protons dans le vent solaire: collisions vs. instabilités (suite du séminaire précédent)
par Lorenzo Matteini, Lesia

10 décembre: Relaxation des fonctions de distribution des particules dans le vent solaire: suffisante ou pas pour une description fluide?
par Roland Grappin, Luth
Chacun d'entre nous a vu un jour ou l'autre avec horreur ou intérêt (c'est selon) ces fonctions de distribution des vitesse déformées (par rapport à une maxwellienne) que l'on peut mesurer dans le vent solaire.
Ces déformations sont, somme toute, assez limitées.
Du point de vue d'un plasmicien, ces déformations sont fondamentales.
Mais d'un point de vue macroscopique, elles sont faibles, ou plutôt, elles n'empêchent pas de définir les premiers moments qui jouent leur rôle dans le fluide.
Si elles restent faibles, c'est parce que des mécanismes de relaxation très efficaces sont à l'oeuvre: s'ils n'étaient pas là, l'anisotropie entre températures parallèle et perpendiculaire serait de l'ordre de 100, et non de 10%...
Que sait-on de ces mécanismes de relaxation? Sont-ils suffisants, oui ou non, pour autoriser les malheureux adeptes d'une description fluide d'utiliser leurs outils?

3 décembre: "Pourquoi la relation entre la temperature et la vitesse sont si différentes dans le vent et dans les CMEs interplanetaires "
par Pascal Démoulin, Lesia
D'après un article de Matthaeus et al. 2006

26 novembre La turbulence MHD dans le vent solaire: qui gagne, la direction radiale ou le plan perpendiculaire au champ magnétique?
par Roland Grappin, Luth
Je décrirai le programme, la physique, et j'énoncerai des pronostics, mais je ne répondrai pas à la question: c'est un travail qui débute
La question a plusieurs facettes:
- observationnelle (le spectre tri-dimensionnel ne se mesure pas directement, mais se reconstitue par le biais d'hypothèses, éventuellement fausses, sur l'anisotropie spectrale)
- théorique (que se passe-t-il de turbulent dans le vent solaire?)
- astrophysique; suivant l'anisotropie des spectres des fluctuations magnétiques, la diffusion des rayons cosmiques - solaires ou galactiques - se produit à des taux très différents.
La physique du problème peut se décrire ainsi.
Il y a deux axes de symétrie dans le vent solaire: la direction radiale (le long de laquelle le fluide coule en moyenne), et le champ magnétique moyen (dans le plan de l'écliptique et au niveau de la terre, les deux font généralement un angle de 45 degrés)
Lorsqu'on suit (mentalement) un paquet de plasma emporté par le vent supersonique, il se produit deux choses:
a) les termes linéaires (expansion) font tourner les vecteurs d'onde dans la direction radiale, b) les termes de couplage non-linéaires les font se rassembler préférentiellement (plus ou moins, c'est un sujet débattu) dans le plan perpendiculaire au champ magnétique.
Qui sort vainqueur de cette compétition? Personne n'en sait rien. Je décrirai un programme de simulations (collaboration avec Marco Velli) que je démarre pour résoudre ce (vieux) problème, dans le cadre de la MHD, en utilisant la méthode dite comobile, qui revient à suivre un paquet de plasma emporté par le vent en conservant complètement tous les effets linéaires liés à l'expansion, et les couplages non-linéaires, tout au moins bien sûr dans le domaine simulé, un petit paquet de plasma perdu au milieu du vent, allant mettons de 0.1 à 1 UA.
-19 novembre: par Arnaud Zaslavsky, Lesia. "Influence des processus stochastiques de piégeage-dépiégeage de particules dans l'évolution non-linéaire de l'instabilité bump-in-tail"
Un modèle théorique hamiltonien, ainsi qu'un code numérique "symplectique", ont été développés dans le but de modéliser l’interaction entre les modes propres électrostatiques d’un plasma magnétisé et des flux de particules chargées. Nous avons utilisé ce modèle pour étudier la phase non-linéaire de l'instabilité «bump-in-tail», et avons montré en nous appuyant sur l’étude des trajectoires de particules dites «stochastiques», que celles-ci échangeaient en moyenne de l’énergie avec l'onde déstabilisée, conduisant à la croissance de l’amplitude de l'onde après la saturation de l’instabilité par piégeage. Cette étude a de multiples intérêts : d'une part, nous mettons en lumière un mécanisme de relaxation du système faisceau-onde plasma vers son état d'équilibre thermodynamique (qui n'est pas atteint à la saturation de l'instabilité bump-in-tail) ; d'autre part, cet effet physique n'est pas reproduit par des simulations numériques de type Vlasov-Poisson, pour des raisons que nous discuterons.
-5 novembre: Lorenzo Matteini, Lesia (suite du seminaire du 22 octobre) Chauffage, instabilité et cascade directe dans un plasma: peut-on simuler tout cela en même temps?
A partir de la discussion d'un papier récent de simulations sur le couplage aux différentes échelles d'un plasma (Valentini Veltri Califano Mangeney PRL 101, 025006, 2008), Lorenzo a accepté de prolonger la discussion de la dernière fois. Il existe différents modes de formation d'un faisceau de protons, lesquels mènent ou ne mènent pas à un chauffage irréversible, ce qui permettrait de faire des comparaisons avec les fluides collisionnels?
-29 octobre: Sophie Masson, Lesia
Protons solaires relativistes, le cas du 20 janvier 2005: une étude temporelle détaillée La Terre est la cible permanente de particules de haute énergie d'origine galactique et extra-galactique.  Cependant, le Soleil est lui aussi un accélérateur de particules et parfois, lors de certaines grandes éruptions et d'éjections coronales de masse, des particules dont la vitesse avoisine celle de la lumière sont injectées dans le milieu interplanétaire et interceptées par la Terre. Ce type d'évènement transitoire est appelé GLE (Ground level enhancement). La compréhension des mécanismes d'accélération et de propagation de ces particules énergétiques est loin de faire l'unanimité. En effet, un retard apparait souvent entre les emissions electromagnetiques émises lors du flare et l'arrivée des premiers protons à la Terre se propageant le long du champ magnétique interplanétaire. De plus, la diffusion de ces particules lors de leur parcours interplanétaire ne permet pas de retracer l'histoire de  ces faisceaux de particules entre le Soleil et la Terre. Il est donc difficile de relier sans ambiguité les protons detectés à la Terre à l'activité solaire pouvant les accélérer à de telles énergies. Il existe néanmoins des cas particulièrement favorables, comme celui 20 Janvier 2005, ou une étude temporelle détaillée permet de contraindre l'histoire de ces particules relativistes.
-22 octobre: Effets cinétiques dans l'instabilité parametrique des ondes d'Alfvén: application au vent solaire par Lorenzo Matteini, LESIA
Les ondes d'Alfvén sont une solution exacte des equations MHD, mais dans leur traitement non-linéaire, elles peuvent interagir et échanger leur energie avec d'autres modes. Un type d'interaction onde-onde est l'instabilité parametrique, souvent étudiée dans le cadre de la description fluide-MHD.
Les effets cinétiques peut changer la dynamique de l'instabilité: pas seulement le taux de croissance des perturbations, mais aussi la saturation de l'instabilité (piégeage non-linéaire des ions). Il en résulte que la fonction de distribution des particules, initialement Maxwellienne, est fortement modifiée. Je présente des simulations hybrides qui montrent l'évolution de la fonction de distribution des protons en présence d'interactions onde-onde paramétriques et la formation d'un faisceau qui voyage avec une vitesse qui peut atteindre la vitesse d'alfvén.
Je compare les résultats avec les observations in situ des protons du vent solaire.
15 octobre: Hélicité magnétique et coalescence de protubérances, par Guillaume Aulanier
Résumé naïf par RG: Splendide exposé sur la relation entre diverses propriétés des filaments (chiralité, hélicité magnétique et leur champ magnétique axial) et leurs propriétés dynamiques: quels sont les filaments qui peuvent fusionner gentiment, et ceux qui ne peuvent pas...
8 octobre: Amortissement d'ondes d'Alfvén dans la chromosphère par Roland Grappin
Si l'on tient compte du faible taux d'ionisation des couches les plus denses de l'atmosphère solaire, les ondes d'Alfvén peuvent-elles encore transmettre l'impulsion d'un point à l'autre de la photosphère, ou bien le signal est-il complètement amorti ? On essaiera de répondre à la question en se basant sur un article de De Pontieu, Martens, Hudson, ApJ 558, 859 (2001) "chromospheric damping of Alfvén waves"

=============================== vacances d'été ==================
25 juin: Couplage photosphère-couronne: modèles linéaire et turbulent (2): turbulence faible par Roland Grappin
Dans le séminaire du 4 juin, on avait montré les effets dévastateurs de la turbulence forte sur la transmission des mouvements des pieds des boucles magnétiques. Nous montrons que si la turbulence est faible en un sens qu'on peut définir, la transmission est modifiée de façon bien moins intermédiaire.
11 juin: Ecoulement forcé par precession: comparaison entre les observations sur l'expérience ATER et la solution linéarisée, par Waleed Mouhali
L'expérience ATER, avec son forçage sans turbines internes (par précession) pourrait servir de base à la construction d'expériences dynamo de troisième génération. ATER permet d’obtenir des Reynolds de 500 000, 20 fois moins que ceux de Riga,  Karlsruhe, et Cadarache mais 100 fois plus que les simulations directes. Le réservoir en précession peut être considéré comme un résonateur  d’ondes inertielles forcées en volume par la précession (solution linéarisée), avec un écoulement laminaire lorsque le forçage est inférieur à un taux de précession critique dépendant de l’allongement du réservoir. Ce régime "linéaire" ne produit pas de dynamo (Calculs de Raphaël Laguerre, novembre 2007). Néanmoins, la PIV a permis de mettre en évidence un régime "non linéaire" engendrant des cyclones quasi-stationnaires, et qui se présente comme une étape à la transition vers la turbulence. La brisure de symétrie centrale correspondante est encourageante pour l'obtention d'une dynamo.
4 juin: Couplage photosphère-couronne: modèles linéaire et turbulent par Roland Grappin
Dans un travail récent (Grappin Aulanier Pinto) nous avions montré que les boucles magnétiques peuvent transmettre intégralement les mouvements photosphériques, et que le champ magnétique "accumulable" dans la couronne est de l'ordre du champ photosphérique fluctuant. Un travail en cours (Andrea Verdini, Bruxelles) confirme ces résultats de façon analytique et montre comment ils pourraient être modifiés par la turbulence: la transmission des mouvements photosphériques est alors beaucoup moins bonne que dans le cas linéaire, mais le "modèle line-tied" n'est pas sauvé pour autant...
28 mai : Expansion d'un plasma dans le vide: comment ça marche, par Filippo Pantellini
Je montrerai des simulations d'expansion 3D d'un plasma dans le vide et j'essaierai de vous convaincre que l'expansion observée se laisse décrire  très convenablement à l'aide d'un sympathique modèle à deux fluides (ions et électrons).
21 mai: Comment construire des solutions stationnaires (2D) des équations de Vlasov-Maxwell grâce aux polynomes orthogonaux (d'après Suzuki et Shigeyama) par Fabrice Mottez
En théorie cinétique des plasmas sans collisions, il n'est pas trivial de construire des solutions analytiques, ne serais-ce que des solutions indépendantes du temps. Pourtant, il est bien utile d'en connaitre, par exemple pour construire les conditions initiales de simulations numériques. A l'heure actuelle, il commence à y avoir une jolie collection de solutions 1D apparentées à ce que la MHD classe comme "discontinuités tangentielles" (en théorie cinétique, ce ne sont pas des discontinuités, mais elles sont tangentielles : la vitesse moyenne du plasma est tangente au champ magnétique).   En général, comme souvent en 1D, on s'appuie fortement sur quelques grandeurs invariantes pour se simplifier le problème.
En 2D, c'est plus compliqué. Ici, je présenterai une manière de construire des équilibres en 2D inventée par Suzuki et Shigeyama. Il partent d'une forme des fonctions de distribution qui ressemble, pour la variable "vitesse", à une maxwellienne multipliée par un polynome d'Hermite.
14 mai: Dynamo diffuse ou localisée: le cas expérimental (VKS), le cas solaire par J. Léorat
On peut modéliser la dynamo solaire à la Parker-Steenbeck-Krause-Raedler (turbulence cyclonique, dynamo diffuse) ou bien à la Babcock-Leighton avec une source de champ poloidal localisée près de la surface du soleil. Cette alternative se retrouve dans une dynamo expérimentale (VKS)
7 mai: Couplage dynamo solaire-couronne: est-ce possible? par R. Grappin
On décrira avec un certain nombre de détails les chemins possibles vers un tel couplage, dans un cas réaliste (dynamo alpha-omega de Laurène Jouve-Sacha Brun couplée à un modèle axisymétrique polytrope de couronne-vent solaire), en commençant par examiner pedagogiquement le cas idéal et académique de deux domaines couplés avec toutes les informations connues partout et tout le temps.
10 avril, par Philippe Caillol, Département de Mathématiques Appliquées, Université de Sheffield: " Acceleration du vent zonal par ondes de Rossby nonlineaires résonantes: analogie au cas de l'accéleration du vent solaire par ondes d'Alfven."
résumé: on décrit comment une structure coherente (une onde solitaire) qui est le resultat du deferlement de l'onde de Rossby se sature finalement par les nonlinearites
conséquentes à l'apparition d'une couche résonante. On tentera de discuter comment le même type de mécanisme pourrait dissiper les ondes d'Alfvén et accélérer le vent solaire
9 avril, par TIbor Torok (Lesia): Simulations numériques des éruptions solaires près du soleil
Résumé : Il est admis que l'énergie nécessaire aux éruptions est stockée dans la couronne sous forme de champ cisaillé/tordu, l'éruption se produisant si l'équilibre devient instable. Je présenterai des simulations d'éruptions, partant du modèle de TItov et Demoulin, avec deux moteurs: l'instabilité kink en hélice et tore en expansion. Je montre dans un cas particulier comment l'émergence de flux peut forcer l'éruption
12 mars par Roland Grappin : Chauffage "fluide" de la couronne: cascade parallèle ou perpendiculaire au champ moyen?
Dans son séminaire du 27 février, Eric Buchlin nous a expliqué son modèle de chauffage par cascade perpendiculaire au champ moyen et transport parallèle. Nous voulons discuter en détail ici celui du modèle opposé, le modèle par cascade quasi-parallèle. Une telle cascade suffit à assurer la formation de la couronne et du vent dans les simulations de Suzuki et Inutsuka 2004, ce qui justifie qu'on s'y intéresse: ce modèle est pour le moment toujours le seul modèle fluide complètement consistent, son seul défaut étant d'être 1D. Une cascade parallèle exige de faire appel à la partie compressible de l'écoulement. Nous discutons les propriétés de cette cascade, basée sur le couplage entre onde d'Alfvén mère et onde sonore fille en propagation parallèle. La propriété principale est que l'onde mère et fille ont pour temps caractéristique de dissipation le temps d'Iroshnikov-Kraichnan, autrement dit un temps suffisamment long pour chauffer la couronne et non la chromosphère.
27 février: Eric Buchlin (IAS) : Chauffage et refroidissement des boucles coronales
Dans le cadre du problème du chauffage de la couronne solaire, nous considérons à la fois les processus de chauffage turbulent (représentés par des modèles en couches) et les processus de refroidissement tels que la conduction et le rayonnement.  Ces processus sont couplés entre eux, et nous incluons pour la première fois la rétro-action des processus de refroidissement sur les processus de chauffage, rétro-action qui est effectivement importante. Les processus de rayonnement, calculés en tenant compte de la physique atomique, nous fournissent également des profils de raies spectroscopiques UV qui pourraient être comparées aux observations.
20 février: " Une instabilité avec énergie négative dans un plasma cinétique " par Jean-Mathias Griessmeier (LESIA)
13 février: Chauffage intermittent de la couronne solaire par Rui Pinto
RESUME Grappin Mangeney Schwartz Feldman 1999 ont étudié les conséquences d'un chauffage intermittent de la couronne dans les zones ouvertes, dans un cadre isotherme (gamma=1): accélération du vent etc... Dans le cas non isotherme (gamma=5/3 + conduction + refroidissement radiatif), beaucoup de choses changent.
6 février: la météo spatiale: quel sens cela a? que faudrait-il pour que cela puisse marcher? " par Guillaume Aulanier et Roland Grappin
30 janvier: "Simuler les échelles turbulentes en MHD incompressible homogène" par Jacques Léorat et Roland Grappin
résumé: 1ere partie: on rend compte d'un thèse récente sur le couplage entre simulations directes et modèle de fermeture (moments du 2eme ordre, Edqnm pour les petites échelles. 2eme partie: résultats de simulation récents (coll. Wolf Muller, Garching) sur la cascade turbulente anisotrope (relation k_perp/k_par)
9 janvier: "Comment réagit une boucle solaire quand on essaie de dréplacer lentement un de ses pieds: l'autre va-t-il se dréplacer, ou non?" par Roland Grappin
résumé: L'approximation "pieds attachés" est suffisamment utilisée pour qu'on aie envie de se poser la question de sa validité. Simulations 1.5 D, compressibles; le couplage avec les modes compressibles est pris en compte; le comportement générique est présenté, on racontera en détail ce qui est sûr et ce qui est moins sûr. Ce qui ressort de nos simulations, c'est que, tôt ou tard, les pieds d'une boucle communiquent l'un avec l'autre et se transmettent leurs impulsions respectives: c'est une question d'échelle de temps...
11 décembre: "Conséquences pour la physique solaire des mesures récentes du champ magnétique photosphérique en-dehors des régions actives" par Véronique BOMMIER
31 octobre, Roland Grappin: instabilité thermique d'une onde progressive dans une atmosphère
résumé: on explique l'instabilité obtenue numériquement dans un modhle 1D de vent solaire avec zone de transition. L'instabilité est liée à deux facteurs: a) le déphasage entre température et vitesse que l'on trouve dans une onde de pression progressive de fréquence proche de la fréquence de coupure b) le refroidissement radiatif qui agit sous la zone de transition chromosphérique si l'onde dépasse un certain seuil, et mène à l'implosion de l'onde
24 octobre: Shear-Stratified Turbulence near the Tropopause and in the Lower Stratosphere: Multi-Scale Resolution of T-REX and Hawaii Measurements par Alex Mahalov, Arizona State University (au LUTH en octobre-novembre 2007)
27 septembre: L'hydrodynamique exerce-t-elle des contraintes sur l'évolution animale ? par Vincent Fleury, Université de Rennes
27 juin Kévin Belkacem: modélisation des modes non radiaux
20 juin Roberto Cid-Fernandez : même thème que le 13 juin
13 juin Grazyna Stasinska: Etude de galaxies par dizaines de milliers avec le Sloan Digital Sky Survey (Seminaire interne FPA)
6 juin Julien Larena (Luth): Modèles homogènes en cosmologie relativiste
30 mai Sacha Brun (CEA): dynamique solaire telle qu'on la voit sur les données du satellite Hinode
23 mai Guillaume Aulanier: (suite de la série sur stratification et dynamique) Et la "frontière" photosphérique?
16 mai Giovanna Tinetti (IAP): 2eme séminaire FPA du Luth) Modélisation des mondes habitables
9 mai Roland Grappin: Les oscillations des boucles coronales solaires s'amortissent-elles en "fuyant" par les pieds ou autrement? (Début d'une série de discussions sur comment inclure la stratification dans les modèles dynamiques de structures magnétiques solaires)
2 mai Jacques Léorat: Dynamos numériques, que faire?
25 avril Roland Grappin: Instabilité thermique de la zone de transition chromosphérique?
18 avril Filippo Pantellini: collisions inélastiques (suite)
10 avril Frederic Moisy (Orsay, Fast): turbulence en rotation
28 mars: Fabrice Mottez, Comment des simulations en finesse de l'effet Landau linéaire aident la remise en cause de son interprétation physique
20 mars (EQUIPE FPA): Laurent Nottale, Lien entre équation de Schrodinger macroscopique et équations de la mécanique des fluides
7 mars: Thierry Lehner, Autoguidage d'un faisceau laser dans l'air
21 février: G. Aulanier, Observations de la reconnexion magnétique glissante dans la couronne solaire?
7 février: Rui Pinto, Simulations de siphons et d'éjections coronales
31 janvier: F. Roy, Parallélisation de code : principes et illustration sur un exemple (code spectral 3D)
23 janvier: F. Mottez, Physique aurorale (Formation doctorale "description fluide et cinétique des plasmas" au Château)
16 janvier: R.Grappin, Des oscillations solaires à trois minutes comme à cinq minutes: un problème résolu ?"
11 janvier: Filippo Pantellini, A propos de l'origine du champ magnétique de Mercure

on passe de 2006 à 2007: bonne année !

20 décembre, Fabrice Mottez, De l'intérêt des codes perturbatifs - ou comment diminuer le bruit d'une simulation PIC quand on connait l'état moyen et qu'on ne s'en éloigne pas trop...
6 décembre, Sébastien Hess (Lesia): Génération de sursauts radio joviens par des ondes d'Alfvén
29 novembre, Boris Dintrans (Obs. Midi-Pyrénées): Ondes de gravité et pénétration convective dans le Soleil
22 novembre, J. Léorat: Détection de tsunamis dans l'ionosphère
15 novembre, Olga Alexandrova (Lesia): Solar wind vs magnetosheath turbulence
25 octobre, W. Mueller (MPI Garching): Viscosité turbulente pour la turbulence MHD anisotrope
18 octobre, J. Léorat: simulations avec interface eau-air : illustrations" et R. Grappin: "vent solaire avec transition chromosphérique : le 1D marche enfin !"
11 octobre, Gérard Belmont (Cetp, Vélizy): Effet Landau : signature sur les fonctions de distribution
4 octobre, Arnaud Beck (Lesia): Simulations N-corps d'un plasma
27 septembre, Guillaume Aulanier: Discussion sur la reconnection glissante en 3D sans point nul :
quelles lignes de champs glissent ? à quelle vitesse ?
quel est le mouvement des points d'impact des particules accélérées lors de la reconnexion ?

[vacances...]

15 juin, toujours au CIAS; Vladimir Krasnosselskikh (Orléans): Chocs sans collisions: confrontation des concepts de la physique non- linéaire avec la realité expérimentale
14 juin, au château (CIAS, formation postdea Rézeau-Belmont); Gérard Chanteur ( CETP-Velizy):
Quel type de modèle global pour décrire l'environnement plasma de Mars ?
10 mai, Fabrice Mottez: Les oscillations globales des lignes de champ peuvent - elles accélerer le plasma ?
28 mars, Roland Grappin: Les vents chromosphériques (suite) sont-ils instables quand on inclut
"complètement" la photosphère?
On reprend le thème du vent chromosphérique (vent MHD incluant une transition chromosphérique).
Dans certaines conditions, si la transition est réaliste (assez forte), alors une instabilité très forte se manifeste par l'émission d'ondes de choc d'amplitudes croissantes, que rien ne peut saturer.
Elle se produit en fait aussi bien sans champ magnétique. Le facteur déclenchant le plus net est l'amplitude de la conductivité thermique. On discutera de la réalité du phénomène, et de connexions avec d'autres travaux qui évoquent des phénomènes comparables (spicules, instabilité explosive des zones fermées, instabilité du souffleur de verre, etc...)
15 février, Fabrice Mottez (Luth): présentation d'un code particulaire avec les électrons représentés par leur centre guide
1er février, Marc-Etienne Brachet (Phys. Stat ENS): "Turbulence à nombre de Reynolds infini" (ou, comment ouvrir une porte sur la physique statistique de la turbulence en étudiant l'évolution temporelle du système tronqué)
25 janvier, Jacques Léorat: revue de quelques articles récents : ou est la dynamo solaire ?  dynamos turbulentes ou cinématiques ? role du Prandtl magnétique ?
18 janvier, Guillaume Aulanier: Modèle MHD 3D d'une éruption solaire observée par TRACE ; réussites et problèmes
11 janvier, RG 'Les modèles de vent "chromosphériques" cela vaut-il la peine d'inclure tout ou partie de la transition chromosphérique dans un modèle de vent solaire? que faut-il faire pour cela ?
4 janvier 2006, Douglas Gough 'Les ondes non linéaires dans l'atmosphères des étoiles Ap' ou: peut-on prédire à quelle altitude les ondes déferlent?
14 décembre, JL "Est ce que le couplage non linéaire des ondes inertielles peut induire une rotation différentielle ?" je pose la question en observant les résultats numériques , mais je ne connais pas la réponse. NB : Greenspan dit non (JFM 1969 vol 36, 257 )
7 décembre, Filippo Pantellini: collisions inélastiques dans un système 1D, suite
23 novembre, Roland Grappin: Sur les vortex d'Alfven - ou comment continuer à nager malgré le champ magnétique
16 novembre, Guillaume Aulanier: Discussion sur les applications des modèles mhd de torsion photospherique et de reconnexion coronale aux configurations dans les tokamaks
2 novembre, R. Grappin: simulations de résonance ion-cyclotron: résultats préliminaires
26 octobre, J. Léorat, la cascade inverse d'hélicité magnétique par Alexakis, Mininni et Pouquet, "et ce flux, est-il constant?"
19 octobre, F. Pantellini, et si les trous coronaux étaient le lieu de circulations de courants comme la convection dans les cumulonimbus?
à partir de:
J. M. A. Ashbourn and L. C. Woods, ACCELERATING THE SOLAR WIND, The Astrophysical Journal , 623:511 – 518, 2005 April 10
12 octobre, R. Grappin
(suite du séminaire précédent):
comment tirer une fermeture fluide empirique pour la résonance cyclotron à partir de simulations numériques?
à partir de:
E. Siregar, M. Goldstein, Phys. Plasmas 3, 1437, 1996
E. Siregar et al., Phys. plasmas 5, 333, 1998

5 octobre, R. Grappin:
- arguments observationnels pour un couplage vitesse d'alfvén-température dans le vent solaire
- justification microscopique: le chauffage résonant en milieu non collisionnel, où en sont les simulations numériques ?

------- relâche --------

15 juin, Sur l'accélération par les ondes d'Alfvén aux petites échelles, par F. Mottez (CETP)

8 juin, Évolution des binaires dans un disque, par Arnaud Pierens

1er juin: " General Purpose Hydrodynamic Code", par  Zs. Regály, Eötvös University, Budapest
The hydrodynamic code developed by the author is capable to model fluid convections described by conservative form hydrodynamic equations in multidimension and versatile orthogonal coordinate systems, such as Cartesian, cylindrical and spherical geometry.
The conservative form of hydrodynamic equations can be rewritten in form of nonlinear time-dependent continuity equations. Multidimensional physical problems can be modeled by split step method in versatile orthogonal geometries. The applied numerical algorithms were three types of flux-corrected transport method capable to handle steep gradients of fluid properties generally appears in astrophysical phenomena.

25 mai: Alan Title, (conf. LESIA) "Great Opportunities - Great Challenges"

18 mai: G. Aulanier: Chauffage coronal et Eruptions solaires ou :"comment former en MHD idéale, avec pieds-attachés, des nappes étroites de courant électrique dans des configurations de champ magnétique potentiel et bipolaire, alors que ni rho(x,y,z) ni b(x,y,z) ni  u(z=0) n'ont de variation a petite échelle, et que la topologie n'implique ni séparatrice ni point neutre ?

13 avril 2005: J. Léorat "optimisation d'une expérience de dynamo fluide expérimentale : le cas de VKS2  (premiers tours cette semaine au CEA-Cadarache)"

6 avril 2005: G. Aulanier, "Formation et coalescence de protuberances solaires: couplages complexes entre cisaillement `pieds attaches'
et reconnexion magnetique sans point nul", ou comment on apprend que les protubérances ne naissent que dans des berceaux (hamacs) "cisaillés", comment ces berceaux cisaillés se tirbouchonnent, et comment finalement les tirbouchons, par reconnexions successives, arrivent à s'étendre d'un berceau à l'autre, réalisant non plus des berceaux individuels, mais d'immenses litières, véritables murailles de chine ;-). Morale de cette histoire: si on tire trop sur le champ magnétique, ça fait des hernies. Mais qui tire sur le champ magnétique ????

30 mars 2005 F. Pantellini "Compte-rendu d'un article sur l'accélération des électrons au cours de reconnexions magnétiques" (Drake et al, Phys Rev. Lett, 94, 095001, 2005): où l'on voit comment, avec un code PIC protons + électrons et suffisamment de particules (100 x 1024 x 2048), on arrive par réinjections successives dans la zone de reconnexion instationnaire, à fabriquer progressivement des rayons cosmiques, disons le mot...

23 mars 2005 R. Grappin "Qu'est-ce qui mène le jeu en turbulence MHD? Le champ de vitesse ou le champ magnétique? (travail avec W. Mueller, Garching): après trois ans de tentatives variées, nous avons  enfin abouti à une description (explication?) simple de l'excès magnétique en turbulence MHD. Nous avons étudié deux régimes de turbulence très différents: l'un est isotrope, l'autre complètement anisotrope. Les deux sont dominés (à grande échelle) par le champ magnétique. Suivant que le champ magnétique dominant est fluctuant ou uniforme (imposé de l'extérieur), le spectre d'énergie totale n'est pas le même (pente -5/3 ou -3/2). Dans les deux cas cependant, la même loi d'échelle s'observe entre énergie totale et excès magnétique. Cette loi d'échelle généralise celle que nous avons donnée en 1983 avec J. Léorat et A. Pouquet dans le cadre de l'approximation de fermeture dite 'edqnm".

16 mars 2005 J. Léorat: Dynamique du grégaire (des poissons, des humains, des automates cellulaires...)

9 mars  2005 G.Aulanier Discussion sur l'ouverture explosive du champ magnétique (solaire), à 2D et/ou 3D

23 février: R.Grappin, à propos de "pavés" fluides

16 fevrier  2005 F. Pantellini Discussion sur le role des collisions non élastiques.  

9 février 2005 R. Grappin A) comment et pourquoi utiliser les caractéristiques pour simuler à la frontière un forçage rigide "à la sturrock" des pieds des boucles magnétiques dans un modèle de vent solaire  (cf le séminaire récent de Torok) B) (une introduction) comment le retournement lent des tourbillons fait du bruit, à partir d'articles de Stein et al.

2 février 2005 J. Léorat  A propos de tsunamis

26 janvier 1) J.P.Zahn "Stratified turbulence in stellar radiation zones: assumptions and prescriptions"  2) Tibor Torok du MSSL, Londres : "Modellierung eruptiver solarer Filamente als kink-instabile Magnetflußroehren" ou, si vous preferez ,  "sur l'instabilité des boucles coronales tordues par les pieds"

19 janvier  2005: .B. A. Mahalov( Arizona state University) : about turbulence in stratified media

16 décembre,  L. Chevalier (Luth) : " Quelques résultats concernant les différentes méthodes (exactes, numériques, approchées)  pour résoudre l'équation du transfert de rayonnement"

8 decembre  2004  par R. Grappin " Recherche d'un modèle pour couronne chaude+photosphère froide+vent solaire : la quadrature du cercle"

1 decembre  2004  par F. Pantellini

Suite de la discussion sur les collisions inelastiques dans un gaz

"Influence of correlations on the velocity statistics of scalar granular gases", Europhys. Lett. 58, pp 14-20, 2002. par A. Baldassarri, U. Marini Bettolo Marconi et A. Pugliso

24 novembre  2004  par J. Léorat

"a model of nonlinear evolution and saturation of the turbulent dynamo"

Schekochihin et al, New Journal of physics, vol 4,84.1-84.22 ( 2002)

17 novembre  2004  par G. Aulanier

"Discussion sur la formation et la stabilite resistive des nappes de courant electrique autour d'un point nul du champ magnetique "

10 novembre 2004 par Antonio Vecchi, Universita della Calabria, Rende (Italie)

(sémin. Lesia, salle de conférences du bat. 16)

POD analysis of photospheric velocity field: solar oscillations and granulation

 27 octobre  2004  par S. Brun 

"sur les spectres de convection déduits d'une methode d'auto-similitude"

20 octobre  2004 par Benjamin Brown

(en thèse avec J. Toomre, JILA, Boulder, en visite chez S. Brun)

"Turbulent Convection When the Sun Spun Faster"

13 octobre  2004 par R. Grappin 

"convection et dynamo -la suite du débat"

 6 octobre par F.Pantellini

un article de Rotvig+Jones, Phys Rev E, 2002

• 30 juin, R.G. (la suite sur les tubes magnétiques):
4. Hulburt, Alexander and Rucklidge Complete models of axisym. sunspots: magnetoconvection with coronal heating ApJ 577, 993, 2002
5. Fan et Gibson The emergence of a twisted mag. flux tube into a preexisting coronal arcade ApJ 589, L105, 2003
6. T. Magara, A Model for Dynamic Evolution of Emerging Magnetic Fields in the Sun, ApJ, 605, 480-492, 2004 April 10
7. D. W. Longcope and T. Magara, A Comparison of the Minimum Current Corona to a Magnetohydrodynamic Simulation of Quasi-Static Coronal Evolution, ApJ, 608, 1106-1123, 2004


mercredi 26 février R. Grappin: "Un projectile peut-il crever un mur magnétique?". Pour les journées postdea organisées par L. Rézeau et G. Belmont à l'IAS dans 15 jours, on a prévu deux séries de TP numériques sur ce thème. (Application à l'interface magnétosphère-magnétogaine)


A) articles sur les étoiles fluides:
S.Bonazzola, E.Gourgoulhon, J.-A. Marck "Numerical models of irrotational binary neutron stars in general relativity", PRL 82, 892-895 (1999), E.Gourgoulhon, P.Grandclément, K.Taniguchi, J.-A.Marck, S.Bonazzola"Quasi-equilibrium sequences of synchronized and irrotational binary neutron stars in general relativity: Method and tests}, Phys. Rev.D 63, 064029 (2001)
K.Taniguchi, E.Gourgoulhon, S.Bonazzola "Quasiequilibrium sequences of synchronized and irrotational binary
neutron stars in general relativity. II. Newtonian limits" Phys. Rev.D 64, 064012 (2001)
K.Taniguchi, E.Gourgoulhon "Equilibrium sequences of synchronized and irrotational binary
systems composed of different mass stars in Newtonian gravity" Phys. Rev. D 65, 044027 (2002)
B) articles sur les trous noirs:
E.Gourgoulhon, P.Grandclément, S.Bonazzola "Binary black holes in circular orbits. I. A global spacetime
approach", Phys. Rev.D 65, 044020 (2002)
P.Grandclément, E.Gourgoulhon, S.Bonazzola "Binary black holes in circular orbits. II. Numerical methods and first results" PhysRevD 65, 044021 (2002)
 


2) R. Grappin, "les sources du vent solaire: est ce que tout vient des régions polaires ?" ( suite)


Gérard Belmont et Thomas Chust (CETP, Vélizy) - "sur une approximation de fermeture fluide dans les plasmas sans collisions". En partant d'une étude linéarisée de Vlasov, les auteurs dérivent une relation de fermeture entre pression et vitesse, qui a deux limites. La première limite (vitesse de phase grande) est la fermeture double-adiabatique (CGL). La seconde (vitesse de phase faible) est une nouvelle fermeture, qui en l'absence d'anisotropie de température se ramène à une loi isotherme. Ces deux limites semblent universelles, c'est-à-dire indépendantes de la forme non perturbée de la fonction de distribution (Maxwellienne ou pas). Si on peut éviter la zone dangereuse (résonante) entre ces deux limites (qui n'est pas fluide puisqu'elle dépend beaucoup trop de la forme détaillée de la fonction de distribution), la fermeture devrait pouvoir s'appliquer par exemple au vent solaire.


R. Grappin - A propos de l'accélération du vent solaire par les ondes. Dans les modèles à un fluide (MHD), et en prenant une température plausible pour la couronne, on sait que le vent qui "sort" naturellement d'une simulation numérique dans un dipole magnétique possède un contraste insuffisant entre vent équatorial (écliptique) et polaire. Pour augmenter le contraste, il faut des ondes. Si on simule ces ondes honnêtement (pas dans l'approximation de pression d'ondes), cela fait des dégâts, toute la couche de courant héliosphérique peut être perturbée.


Wolf Müller  (Bruxelles) - Turbulence MHD incompressible : instabilité de l'équipartition.
Sur la découverte surprenante (avec Dieter Biskamp) que, dans des simulations à haute résolution 3D (512^3) en décroissance à partir d'un spectre aléatoire grande échelle (gaussien) sans champ moyen avec u^2 = b^2, on obtient une turbulence avec zone intertielle bien nette, complètement dominée à grande échelle par le champ magnétique, une relative équipartition réapparaissant seulement dans la zone dissipative. Pour résumer, un spectre Kolmogorov pour l'énergie totale, un spectre magnétique un peu plus pentu, et un spectre d'énergie cinétique beaucoup moins pentu, presque k^-1, pour l'énergie cinétique.