12 resultados para Sun: magnetic fields
em Université de Montréal, Canada
Resumo:
The need for reliable predictions of the solar activity cycle motivates the development of dynamo models incorporating a representation of surface processes sufficiently detailed to allow assimilation of magnetographic data. In this series of papers we present one such dynamo model, and document its behavior and properties. This first paper focuses on one of the model's key components, namely surface magnetic flux evolution. Using a genetic algorithm, we obtain best-fit parameters of the transport model by least-squares minimization of the differences between the associated synthetic synoptic magnetogram and real magnetographic data for activity cycle 21. Our fitting procedure also returns Monte Carlo-like error estimates. We show that the range of acceptable surface meridional flow profiles is in good agreement with Doppler measurements, even though the latter are not used in the fitting process. Using a synthetic database of bipolar magnetic region (BMR) emergences reproducing the statistical properties of observed emergences, we also ascertain the sensitivity of global cycle properties, such as the strength of the dipole moment and timing of polarity reversal, to distinct realizations of BMR emergence, and on this basis argue that this stochasticity represents a primary source of uncertainty for predicting solar cycle characteristics.
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Nous analysons les oscillations torsionnelles se dveloppant dans une simulation magntohydrodynamique de la zone de convection solaire produisant des champs magntiques de type solaire (champs axisymtriques subissant des inversions de polarits rgulires sur des chelles temporelles dcadaires). Puisque ces oscillations sont galement similaires celles observes dans le Soleil, nous analysons les dynamiques zonales aux grandes chelles. Nous sparons donc les termes aux grandes chelles (force de Coriolis exerce sur la circulation mridienne et les champs magntiques aux grandes chelles) de ceux aux petites chelles (les stress de Reynolds et de Maxwell). En comparant les flux de moments cintiques entre chacune des composantes, nous nous apercevons que les oscillations torsionnelles sont maintenues par lcoulement mridien aux grandes chelles, lui mme modul par les champs magntiques. Une analyse dchange dnergie confirme ce rsultat, puisquelle montre que seul le terme comprenant la force de Coriolis injecte de lnergie dans lcoulement. Une analyse de la dynamique rotationnelle ayant lieu la limite de la zone stable et de la zone de convection dmontre que celle-ci est fortement modifie lors du passage de la base des couches convectives la base de la fine tachocline sy formant juste en-dessous. Nous concluons par une discussion au niveau du mcanisme de saturation en amplitude dans la dynamo soprant dans la simulation ainsi que de la possibilit dutiliser les oscillations torsionnelles comme prcurseurs aux cycles solaires venir.
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De nos jours, il est bien accept que le cycle magntique de 11 ans du Soleil est l'oeuvre d'une dynamo interne prsente dans la zone convective. Bien qu'avec la puissance de calculs des ordinateurs actuels il soit possible, l'aide de vritables simulations magntohydrodynamiques, de rsoudre le champ magntique et la vitessse dans toutes les directions spatiales, il n'en reste pas moins que pour tudier l'volution temporelle et spatiale de la dynamo solaire grande chelle, il reste avantageux de travailler avec des modles plus simples. Ainsi, nous avons utilis un modle simplifi de la dynamo solaire, nomm modle de champ moyen, pour mieux comprendre les mcanismes importants l'origine et au maintien de la dynamo solaire. L'insertion d'un tenseur-alpha complet dans un modle dynamo de champ moyen, provenant d'un modle global-MHD [Ghizaru et al., 2010] de la convection solaire, nous a permis d'approfondir le rle que peut jouer la force lectromotrice dans les cycles magntiques produits par ce modle global. De cette faon, nous avons pu reproduire certaines caractristiques observes dans les cycles magntiques provenant de la simulation de Ghizaru et al., 2010. Tout d'abord, le champ magntique produit par le modle de champ moyen prsente deux modes dynamo distincts. Ces modes, de priodes similaires, sont prsents et localiss sensiblement aux mmes rayons et latitudes que ceux produits par le modle global. Le fait que l'on puisse reproduire ces deux modes dynamo est d la complexit spatiale du tenseur-alpha. Par contre, le rapport entre les priodes des deux modes prsents dans le modle de champ moyen diffre significativement de celui trouv dans le modle global. Par ailleurs, on perd l'accumulation d'un fort champ magntique sous la zone convective dans un modle o la rotation diffrentielle n'est plus prsente. Ceci suggre que la prsence de rotation diffrentielle joue un rle non ngligeable dans l'accumulation du champ magntique cet endroit. Par ailleurs, le champ magntique produit dans un modle de champ moyen incluant un tenseur-alpha sans pompage turbulent global est trs diffrent de celui produit par le tenseur original. Le pompage turbulent joue donc un rle fondamental au sein de la distribution spatiale du champ magntique. Il est important de souligner que les modles dpourvus d'une rotation diffrentielle, utilisant le tenseur-alpha original ou n'utilisant pas de pompage turbulent, parviennent tous deux produire une dynamo oscillatoire. Produire une telle dynamo l'aide d'un modle de ce type n'est pas vident, a priori. Finalement, l'intensit ainsi que le type de profil de circulation mridienne utiliss sont des facteurs affectant significativement la distribution spatiale de la dynamo produite.
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Associe d'autres techniques observationnelles, la polarimtrie dans le visible ou dans le proche infrarouge permet d'tudier la morphologie des champs magntiques la priphrie de nombreuses rgions de formation stellaire. A l'intrieur des nuages molcualires la morphologie des champs est connue par polarimtrie submillimtrique, mais rarement pour les mmes rgions. Habituellement, il manque une chelle spatiale intermdiaire pour pouvoir comparer correctement la morphologie du champ magntique galactique avec celle situe l'intrieur des nuages molculaires. -- Cette thse propose les moyens ncessaires pour raliser ce type d'analyse multi-chelle afin de mieux comprendre le rle que peuvent jouer les champs magntiques dans les processus de formation stellaire. La premire analyse traite de la rgion GF 9. Vient ensuite une tude de la morphologie du champ magntique dans les filaments OMC-2 et OMC-3 suivie d'une analyse multi-chelle dans le complexe de nuages molculaires Orion A dont OMC-2 et OMC-3 font partie. -- La synthse des rsultats couvrant GF 9 et Orion A est la suivante. Les approches statistiques employes montrent qu'aux grandes chelles spatiales la morphologie des champs magntiques est polodale dans la rgion GF 9, et probablement hlicodale dans la rgion Orion A. A l'chelle spatiale des enveloppes des nuages molculaires, les champs magntiques apparaissent aligns avec les champs situs leur priphrie. A l'chelle spatiale des coeurs, le champ magntique polodal environnant la rgion GF 9 est apparemment entran par le coeur en rotation, et la diffusion ambipolaire n'y semble pas effective actuellement. Dans Orion A, la morphologie des champs est difficilement dtectable dans les sites actifs de formation d'OMC-2, ou bien trs fortement contrainte par les effets de la gravit dans OMC-1. Des effets probables de la turbulence ne seont dtects dans aucune des rgions observes. -- Les analyses multi-chelles suggrent donc qu'indpendamment du stade volutif et de la gamme de masse des rgions de formation stellaires, le champ magntique galactique subit des modifications de sa morphologie aux chelles spatiales comparables celles des coeurs protostellaires, de la mme faon que les proprits structurelles des nuages molculaires suivent des lois d'autosimilarit jusqu' des chelles comparables celles des coeurs.
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Une premire partie de ce mmoire portera sur lanalyse des tats fondamentaux ma- gntiques de deux composs isolants et magntiquement frustrs SrDy2O4 et SrHo2O4. Une tude de la chaleur spcifique basse temprature sous leffet de champs magn- tiques de ces chantillons a t mene afin de dtecter la prsence de transitions de phases. Lutilisation dun compos isotructurel non magntique, le SrLu2O4, a permis lisolement de la composante magntique la chaleur spcifique. Les comportements observs sont non conformes avec les transitions magntiques conventionnelles. De plus, le calcul de lentropie magntique ne montre quun recouvrement partiel de lentropie associe un systme dions magntiques. En second lieu, une analyse des oscillations quantiques de Haas-van Alphen a t effectue dans le LuCoIn5, compos apparent au supraconducteur fermions lourds CeCoIn5. Les rsultats obtenus montrent une topologie de la surface de Fermi trs diffrente comparativement aux CeCoIn5 et LaCoIn5, ayant un comportement beaucoup plus tridimensionnel sans les cylindres caractristiques prsents chez les autres membres de cette famille. Finalement, le montage dun systme de dtection PIXE a permis lanalyse nuclaire dchantillons afin de dterminer la concentration de chacun des lments les constituant. Lanalyse a t effectue sur une srie dchantillons YbxCe1xCoIn5 dont le changement de concentration a des effets importants sur les proprits du systme.
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L'activit crbrale, relie spcifiquement la rtention d'information en mmoire court-terme tactile, a t investigue l'aide de l'enregistrement des champs magntiques produits par l'activit neuronale gnre durant la priode de rtention par une tche de mmoire tactile. Une, deux, trois ou quatre positions, sur une possibilit de huit sur les phalangines et les phalangettes, de la main gauche ou droite, lors de blocs d'essai diffrents, ont t stimules simultanment. Le patron de stimulation tactile devait tre retenu pendant 1800 ms avant d'tre compar avec un patron test qui tait, soit identique, soit diffrent par une seule position. Nos analyses se sont concentres sur les rgions du cerveau qui montraient une augmentation monotone du niveau d'activit soutenu durant la priode de rtention pour un nombre croissant de positions retenir dans le patron de stimulation. Ces rgions ont plus de chance de participer la rtention active de l'information maintenir en mmoire court-terme tactile. Le gyrus cingulaire (BA32), le gyrus frontal suprieur droit (BA 8), le precuneus gauche (BA 7, 19), le gyrus postcentral gauche (BA 7), le gyrus precentral droit (BA 6), le gyrus frontal suprieur gauche (BA 6) et le lobule parital infrieur droit (BA 40) semblent tous impliqus dans un rseau mnsique qui maintient les informations sensorielles tactiles dans un systme de mmoire court-terme spcialis pour l'information tactile.
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Cette thse de doctorat prsente les rsultats d'un relev spectropolarimtrique visant la dtection directe de champs magntiques dans le vent d'toiles Wolf-Rayet (WR). Les observations furent entirement obtenues partir du spectropolarimtre ESPaDOnS, install sur le tlescope de l'observatoire Canada-France-Hawaii. Ce projet dbuta par l'observation d'un toile trs variable de type WN4 appele EZ CMa = WR6 = HD 50896 et se poursuivit par l'observation de 11 autres toiles WR de notre galaxie. La mthode analytique utilise dans cette tude vise examiner les spectres de polarisation circulaire (Stokes V) et identifier, au travers des raies d'mission, les signatures spectrales engendres par la prsence de champs magntiques de type split monopole dans les vents des toiles observes. Afin de pallier la prsence de polarisation linaire dans les donnes de polarisation circulaire, le cross-talk entre les spectres Stokes Q et U et le spectre Stokes V fut modlis et limin avant de procder l'analyse magntique. En somme, aucun champ magntique n'est dtect de manire significative dans les 12 toiles observes. Toutefois, une dtection marginale est signale pour les toiles WR134, WR137 et WR138 puisque quelques-unes de leur raies spectrales semblent indiquer la prsence d'une signature magntique. Pour chacune de ces trois toiles, la valeur la plus probable du champ magntique prsent dans le vent stellaire est respectivement de B ~ 200, 130 et 80 G. En ce qui concerne les autres toiles pour lesquelles aucune dtection magntique ne fut obtenue, la limite suprieure moyenne de l'intensit du champ qui pourrait tre prsent dans les donnes, sans toutefois tre dtect, est value 500 G. Finalement, les rsultats de cette tude ne peuvent confirmer l'origine magntique des rgions d'interaction en co-rotation (CIR) observes chez plusieurs toiles WR. En effet, aucun champ magntique n'est dtect de faon convaincante chez les quatre toiles pour lesquelles la prsence de CIR est souponne.
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La mmoire court terme visuelle (MCTv) est un systme qui permet le maintien temporaire de linformation visuelle en mmoire. La capacit en mmoire court terme se dfinit par le nombre ditems quun individu peut maintenir en mmoire sur une courte priode de temps et est limite environ quatre items. Il a t dmontr que la capacit en MCTv et les habilets mathmatiques sont troitement lies. La MCTv est utile dans beaucoup de composantes lies aux mathmatiques, comme la rsolution de problmes, la visualisation mentale et larithmtique. En outre, la MCTv et le raisonnement mathmatique font appel des rgions similaires du cerveau, notamment dans le cortex parital. Le sillon intraparital (SIP) semble tre particulirement important, autant dans la ralisation de tches lies la MCTv quaux habilets mathmatiques. Nous avons cr une tche de MCTv que 15 participants adultes en sant ont ralise pendant que nous enregistrions leur activit crbrale laide de la magntoencphalographie (MEG). Nous nous sommes intresss principalement la composante SPCM. Une valuation neuropsychologique a galement t administre aux participants. Nous souhaitions tester lhypothse selon laquelle lactivit crbrale aux capteurs parito-occipitaux pendant la tche de MCTv en MEG sera lie la performance en mathmatiques. Les rsultats indiquent que lamplitude de lactivit parito-occipitale pendant la tche de MCTv permet de prdire les habilets mathmatiques ainsi que la performance dans une tche de raisonnement perceptif. Ces rsultats permettent de confirmer le lien existant entre les habilets mathmatiques et le fonctionnement sous-jacent la MCTv.
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Les mcanismes qui entretiennent le cycle magntique solaire sont encore aujourdhui relativement mal compris. Entre autres, certains travaux suggrent la prsence dinsta- bilits magntohydrodynamiques qui pourraient avoir une influence significative sur la priode du cycle par leur capacit acclrer la destruction des structures magntiques grandes chelles. Nous analysons la prsence des instabilits au sein des simulations effectues laide du modle EULAG-MHD en utilisant premirement une mthodologie base sur un proxy spcifique associ linstabilit et en le comparant un proxy similaire, mais pour le cycle magntique solaire observ dans notre modle. Cette mthodologie fait ressortir une volution temporellement cyclique du proxy de linstabilit avec des amplitudes similaires au proxy du cycle magntique, mais prsentant un lger dphasage. Nous poursuivons cette analyse en appliquant une mthode se basant sur le dcoupage de zones instables via le critre de Tayler dans la zone stable de notre modle. Lapplication expose une migration quatoriale dune zone instable qui dbute trs hautes latitudes aux ples, passe par le champ torodal classique, acclre et atteint lquateur. Cette zone instable semble acclrer la destruction du champ magntique prsent, laissant place au nouveau champ pour la prochaine demie-priode du cycle. La combinaison de ces deux analyses permet dnoncer un scnario plausible qui inclut les effets dune telle instabilit sur le cycle magntique ainsi que sur la stabilit globale de notre simulation. Dans ce scnario, il est important de noter que les inversions de polarits semblent indpendantes de cette instabilit, qui ne ferait quacclrer le processus de destruction du champ dj en place.
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Cette thse est divise en trois parties. Une premire section prsente les rsultats de l'tude de la formation de polarons magntiques lis (BMP) dans le ferroaimant EuB6 par diffusion de neutrons petits angles (SANS). La nature magntique du systme ferromagntique est observe sous une temprature critique de 15K. La signature des BMP n'apparat pas dans la diffusion de neutrons, mais ces mesures permettent de confirmer une limite infrieure de 100\AA la longueur de cohrence des BMP (xi_{Lower}). Dans un second temps, l'tude du LaRhSi3, un supraconducteur sans symtrie d'inversion, par muSR et ZF-muSR nous permet de sonder le comportement magntique du systme dans la phase supraconductrice. Aucun champ magntique interne n'a t dtect en ZF-muSR sous la temprature critique (T_c = 2.2K). Cela indique que la phase supraconductrice ne porte pas de moment cintique intrinsque. L'analyse du spectre d'asymtrie sous l'application d'un champ magntique externe nous apprend que le systme est faiblement type II par l'apparition de la signature de domaines magntiques typique d'un rseau de vortex entre H_{c1}(0) et H_{c2}(0), respectivement de 80+/- 5 et 169.0 +/- 0.5 G. Finalement, la troisime section porte sur l'tude du champ magntique interne dans l'antiferroaimant organique NIT-2Py. L'observation d'une dpendance en temprature des champs magntiques internes aux sites d'implantation muonique par ZF-muSR confirme la prsence d'une interaction longue porte entre les moments cintiques molculaires. Ces valeurs de champs internes, compares aux calculs bass sur la densit de spins obtenue par calculs de la thorie de la fonctionnelle de la densit, indiquent que la moiti des molcules se dimrisent et ne contribuent pas l'ordre antiferromagntique. La fraction des molcules contribuant l'ordre antiferromagntique sous la temprature critique (T_c = 1.33 +/- 0.01K) forme des chaines uniformment polarises selon l'axe (1 0 -2). Ces chaines interagissent antiferromagntiquement entre elles le long de l'axe (0 1 0) et ferromagntiquement entre les plan [-1 0 2].
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ce jour, les diffrentes mthodes de reconstruction des mouvements du plasma la surface du Soleil qui ont t proposes prsupposent une MHD idale (Welsch et al., 2007). Cependant, Chae & Sakurai (2008) ont montr lexistence dune diffusivit magntique turbulente la photosphre. Nous introduisons une gnralisation de la mthode du Minimum Energy Fit (MEF ; Longcope, 2004) pour les plasmas rsistifs. Le Resistive Minimum Energy Fit (MEF-R ; Tremblay & Vincent, 2014) reconstruit les champs de vitesse du plasma et la diffusivit magntique turbulente qui satisfont lquation dinduction magntique rsistive et qui minimisent une fonctionnelle analogue lnergie cintique totale. Une squence de magntogrammes et de Dopplergrammes sur les rgions actives AR 9077 et AR 12158 ayant chacune produit une ruption de classe X a t utilise dans MEF-R pour reconstruire les mouvements du plasma la surface du Soleil. Les squences temporelles des vitesses et des diffusivits magntiques turbulentes calcules par MEF-R sont compares au flux en rayons X mous enregistr par le satellite GOES-15 avant, pendant et aprs lruption. Pour AR 12158, nous observons une corrlation entre les valeurs significatives de la diffusivit magntique turbulente et de la vitesse microturbulente pour les champs magntiques faibles.
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