Soutenance de doctorat de Raphaël Hardy

Instabilité thermorésistive et oscillations magnétohydrodynamiques dans les atmosphères de Jupiter chaudes

Dans cette thèse, nous présentons les premiers modèles d'atmosphères de Jupiter chaudes incorporant la réaction du champ magnétique sur l'écoulement zonal durant le développement de l'instabilité dite thermorésistive. En premier lieu, nous présentons un modèle local qui établit différents régimes dynamiques supportant une instabilité thermorésistive. Deux régimes émergent des solutions, soit un régime de sursauts de température et de champ magnétique longitudinal, suivi d'ondes Alfvéniques se dissipant. Le deuxième régime est celui des oscillations Alfvénique quasi-harmoniques. Nous avons exploré les solutions dans différents espaces de paramètres réalistes afin de prédire à quelles température et pression atmosphérique l'instabilité thermorésistive est susceptible de se déclencher.

En nous appuyant sur les résultats du modèle local, nous procédons à une augmentation de la dimension considérée. Nous développons un modèle axisymétrique unidimensionnel radial dans le plan équatorial. L'instabilité thermorésistive persiste dans ce système unidimensionnel, et montre des comportements complexes et non linéaires dus au couplage entre les couches atmosphériques. Nous montrons l'importance d'un traitement rigoureux de la diffusivité magnétique, car négliger la dépendance sur la température et la dépendance temporelle de celle-ci, empêchent l'instabilité de se déclencher. Nous trouvons que les atmosphères des Jupiter chaudes sont les plus sujettes à soutenir l'instabilité thermorésistive si elles possèdent des températures d'équilibre entre 1000 K et 1200 K. En dessous de cet intervalle, l'accélération du jet équatorial nécessaire pour déclencher l'instabilité est trop grande. D'autre part, à une température d'équilibre au-delà de 1200 K, les lignes de champ magnétique sont déjà couplées avec l'écoulement, ne permettant pas à l'instabilité de se développer. Un champ magnétique radial inférieur à 50 G est idéal pour la majorité des températures d'équilibre.

Augmentant la complexité de notre modèle encore une fois, nous procédons à une expansion en longitude de la température ainsi que de la diffusivité magnétique en utilisant une série de Fourier du premier ordre. À l'aide de ce modèle, nous pouvons déduire la position du point chaud et ses variations longitudinales durant le développement de l'instabilité thermorésistive et des oscillations Alfvéniques subséquentes. Dans les solutions présentées, le point chaud se déplace entre +/- 60° de longitude, avant de reconverger vers sa valeur à l'équilibre de nouveau après quelques jours. De plus, ce modèle nous permet de poser une limite supérieure sur la variation de la luminosité de la planète qui subit l'instabilité. Le déplacement du point chaud ainsi que la variation de la luminosité devraient être des caractéristiques observables des Jupiter chaudes susceptibles à l'instabilité thermorésistive.

Nous terminons par un retour à l'étude du modèle local, cette fois pour souligner le comportement chaotique qui peut en émerger. Les équations du système sont fortement couplées et non linéaire dû au chauffage ohmique et de la diffusivité magnétique. Le chaos émerge naturellement de ce système à trois équations dans une mince région de l'espace des paramètres précédemment inexploré, où l'instabilité thermorésistive prospère. Suivant une linéarisation des équations et une analyse de stabilité, nous démontrons que la région chaotique dans l'espace des paramètres peut être comprise comme une région de transition entre le régime de sursauts et le régime des oscillations harmoniques. De plus, ces régimes peuvent être compris comme des régimes suramortis et amortis respectivement.