Colloque Astroflu

Présentation

Il s'agit de mettre en contact des astro-physiciens et des mécaniciens/physiciens des fluides pour faire émerger des thématiques communes et amorcer des collaborations. L'accent sera mis sur la forte compressibilité des fluides et les interactions choc-turbulence, avec leurs modalités en ingénierie (aéroet astronautique) et en astrophysique (exemple des étoiles pulsantes). De ce point de vue, cet atelier est aussi une continuation de l' Ecole d'été du CNRS organisée à Marseille du 7 au 11 juillet 2008 par Jean- Paul Dussauge sur la turbulence compressible. Les aspects rotation, stratification et magnétohydrodynamique seront aussi abordés, qui sont présents dans les deux communautés ; ceci concerne par exemple, en astrophysique, la dynamique des disques d'accrétion et des disques protoplanétaires, et en géophysique, les écoulements atmosphériques et océanographiques. Il s'agira d'identifier des problématiques intéressant les deux communautés, mais aussi d'identifier les outils de simulation numérique utilisés des deux cotés, dont certaines des méthodes peuvent être mises en commun. La réunion aura lieu sur un jour et demi, avec une douzaine d'exposés informels d'environ une demi-heure et une large place laissée aux discussions, dont deux tables rondes. En plus des lyonnais des deux communautés (A et F ci-dessous pour "astrophysique" et "fluides"), 5 conférenciers extérieurs ont été invités : - Denis Gillet (Observatoire de Haute Provence), - Lionel Larchevêque (IUSTI, Université de Marseille), - Thomas Gomez (Institut JLR d' Alembert, Paris), - Patrick Hennebelle (ENS Paris) - Pierre Comte (LEA, Poitiers).

Dates

du mercredi 12 novembre au jeudi 13 novembre 2008

Lieu

Programme

mercredi 12 novembre 2008

Petit tour d’ horizon scientifique sur la théorie linéaire (dite parfois RDT), de l’ ingénierie à la géophysique et à l’ astrophysique. Forte compressibilité du milieu: effets stabilisants ou non sur la turbulence ?

Après un bref survol de l~état de l~art, un nouveau modèle sous maille pour la MHD sera présenté. Ce modèle est basé sur la théorie de fermeture EDQNM des équations de la MHD incompressible proposé par Zhou et Schilling. Nous montrerons, que ce modèle dans le cas de simulations d~une turbulence homogène isotrope, permet de retrouver pour les énergies cinétiques et magnétiques, les spectres en de Kolmogorov en k^(-5/3) prédis par la théorie.

On se propose d’étudier, dans le cas d’une réflexion d’onde de choc sur une couche limite turbulente, les liens entre les mouvements du choc et l’écoulement en aval de celui-ci. On s’intéresse plus particulièrement aux fluctuations basse-fréquence de la zone décollée. Les expériences réalisées à l’IUSTI montrent qu’au niveau de la paroi, la pression dans la seconde moitié de la zone décollée est en opposition de phase avec la pression au pied du choc, ce qui avait déjà été observé dans le cas de rampes de compression (Erengil et Dolling, 1991, Thomas et al., 1994). Un modèle simple est construit à partir des observations pour expliquer cette relation de phase. Des calculs LES réalisés à l’ONERA permettent de confirmer les hypothèses sous-jacentes du modèle. De plus, ces simulations montrent que le déphasage observé à la paroi demeure globalement valable bien au-dessus de la zone décollée. Il semble donc que la relation de phase observée ne résulte pas nécessairement d’une dynamique propre du bulbe de recirculation.

La formation des etoiles est l’un des grands enjeux de l’astrophysiques contemporaines. Elle prend place au sein des nuages moléculaires qui se forment dans le milieu interstellaire. La turbulence MHD qui se développe dans ces nuages est nettement supersonique et joue probablement un role important, d’une part comme support s’opposant globalement à l’effondrement gravitationnel mais également en générant localement des structures plus denses qui en s’effondrant sous l’influence de la gravité, donneront naissance aux étoiles. Au cours de mon expose, je m’efforcerai tout d’abord de décrire les observations et les enjeux les plus pertinents ainsi que les méthodes numériques utilisées, puis je décrirai les résultats concernant spécifiquement la turbulence supersonique isotherme. Enfin, j’illustrerai le role joué par d’autres processus, tel que le champ magnétique et le caractère biphasique de l’écoulement.

Après une breve description des régimes dynamos observés dans l’expérience Von Karman Sodium montrant l’importance des fluctuations turbulentes de l’écoulement, je présenterai quelques résultats expérimentaux en écoulements de métaux liquides fortement turbulents concernant les effets alpha (génération de champ magnétique) et beta (contribution turbulente à la diffusion du champ magnétique).

We consider 2D MHD in a wall-bounded domain. It is shown how the shape of the boundaries strongly influences the generation of angular momentum. The phenomenon is illustrated by numerical simulations and the underlying mechanism is explained by deriving the evolution equations.

Supersonic turbulence is, besides gravity, the perhaps most important agent of structure formation in space. This process of structure building can be found in galaxy formation, in star formation in molecular clouds, in supernova remnants, in wind-driven structures and in the winds itself, and, perhaps, in gamma-ray bursts. I present some results related to different mechanical and magnetic driving mechanisms of supersonic turbulence and their relation to the size of the built-up structure. I point to the crucial aspect of numerical accuracy to obtain the results.

jeudi 13 novembre 2008

Les ondes de chocs et l’amplification de la turbulence par le passage d’une onde de choc au sein d’un gaz de densité atmosphérique surviennent aussi bien dans les milieux des laboratoires terrestres que dans les étoiles classiques. Les phénomènes sont-ils similaires et les théories déjà développées dans le contexte terrestre ou dans celui astrophysique peuvent-ils être simplement transposés d’un domaine à l’autre ? L’exposé aura pour objectif de faire le point sur cette question.

Les modèles de turbulence synthétique de type Kinematic Simulation (KS) sont présentés. Les écoulements tournants avec champ magnétique imposé seront plus particulièrement étudiés. Il est dans ce cas possible d’inclure la dynamique linéaire des ondes magnéto-inertielles. Les avantages et possibilités d’une telle approche seront finalement discutés.

Je presenterai certains problemes importants en physique stellaire telles que l’interaction entre oscillation d’etoiles et convection turbulente, ou les premieres phases d’evolution des etoiles. Je parlerai des outils numeriques a developper, et de leurs difficultes, pour etudier ces diverses processus et phases de l’evolution stellaire.