Modele umbrar

La zone de convection solaire englobe un contraste de densité d`environ 106, conduisant à une vaste gamme d`échelles de longueur et de temps, ainsi que des régimes de convection. Tandis que le fond de la zone de convection héberge fortement des écoulements subsoniques (ma env 10-4), les mouvements convectifs dans la photosphère solaire tournent supersonique. La hauteur de l`échelle de pression varie d`environ 50 mm à la base de la zone de convection à environ 100 km dans la photosphère, les échelles de temps de renversement convection varient de plusieurs semaines à quelques minutes. La modélisation des couches plus profondes de la convection nécessite le filtrage des ondes sonores (pour éviter des contraintes de temps trop sévères) tout en tenant pleinement compte de la stratification, qui est obtenue par l`approximation anélastique (voir Glatzmaier, 1984, pour la 3D complète d`approche) ou l`approximation du tube à flux mince dans des modèles simplifiés. Les hypothèses qui sous-tendent l`approximation anélastique ainsi que le tube à flux mince se décomposent dans la partie supérieure 10 – 20 mm de la zone de convection, ce qui nécessite de prendre pleinement en compte la compressibilité. Nous avons également fait remarquer des commentaires précédents sur ce sujet par Solanki (2003), Thomas et Weiss (2004, 2008), et Scharmer (2009). Les modèles d`émergence de flux sont discutés plus en détail par fan (2009), les résultats des inversions héliosismiques de gizon et Birch (2005), Kosovichev (2006), Moradi et coll. (2010), et gizon et coll. (2010A). La section précédente portait sur la structure détaillée des taches solaires jusqu`aux plus petites échelles actuellement observables. Alors que de nombreux aspects de la structure fine du soleil peuvent être compris dans une large mesure séparée de l`évolution globale des taches solaires, une compréhension complète des taches solaires exige de modéliser les processus de leur formation, l`évolution dynamique et la décomposition.

Les modèles qui se concentrent sur ces derniers doivent s`attaquer à des échelles de temps et de longueur beaucoup plus longues. Par conséquent, ces modèles exigent des simplifications majeures ou sont coûteux en calcul. Il n`est actuellement pas possible de décrire l`ensemble du processus de formation de taches solaires et de décomposition de façon cohérente dans un seul modèle. Typiquement, les processus dans la zone de convection inférieure et supérieure sont traités indépendamment en raison de la grande séparation des échelles de temps et de longueur. L`évolution des taches solaires après le processus d`émergence a été modélisé principalement par des modèles simplifiés. En d`autres termes, la structure fine dynamique forme un taches solaires globalement stable et c`est l`objectif de la physique des taches solaires de comprendre comment un ensemble d`éléments de courte durée avec de petites échelles est organisé pour former un grand et long-vivant cohérent. Cette «structure fine» est complexe et se voit dans des images de lumière blanche. Cette structure fine doit être associée à des mouvements magnéto-convectifs sur les petites échelles, et il n`est pas contesté que les mouvements à petite échelle sont la clé pour comprendre le transport d`énergie à l`intérieur et la structure des taches solaires. Mais c`est un défi de comprendre comment les petites caractéristiques forment une tache solaire stable. 6 l`interprétation de Sánchez Almeida et Ichimoto (2009) implique également des composantes décalées Doppler de polarité opposée, mais elle est incorporée dans une atmosphère magnétique micro-structurée (Sánchez Almeida, 1997).

Sur la base de simulations MHD bidimensionnelles, il a été rapidement réalisé par Schüssler (1979) que les tubes de flux magnétiques non torsadés ne peuvent pas s`élever de manière cohérente et se fragmenter. Il a été montré plus tard par Moreno-insertis et emonet (1996) et emonet et Moreno-insertis (1998) que cette fragmentation peut être atténuée à condition que les tubes de flux ont assez de torsion initiale. Overshoot magnéto-convectif: un effet intéressant qui peut être étudié avec le modèle de tube mobile idéalisé, est lié à la surprise (Schlichenmaier, 2002, 2003). L`débit ascendant pousse dans la photosphère convectivement stable, et est tourné horizontalement par les forces de courbure magnétique le long du tube. Les forces dominantes ici sont la force centrifuge du flux, ???2 et la force de courbure magnétique, ?B2/(4?), avec ? étant la courbure.

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