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Le processus de formation d’étoiles se déroule selon plusieurs phases. Tout d’abord une phase à grande échelle, durant laquelle le nuage moléculaire se fragmente sous l’action de sa propre gravité et de la turbulence en coeurs denses gravitationnellement instables. Dans ces fragments le milieu est optiquement mince, l’énergie libérée par le travail de compression s’échappe sous forme de rayonnement, d’où un processus quasi isotherme. Lorsque le nuage devient optiquement épais à son propre rayonnement, la matière en effondrement forme un objet en équilibre hydrostatique appelé premier cœur dit de Larson. S’ensuit une phase d’accrétion, qui conduit ultimement à la dissociation du dihydrogène. Une partie du travail de compression est alors absorbée par l'énergie de dissociation de la molécule, et non plus convertie en énergie thermique, permettant à l'effondrement de recommencer. Lorsque que toutes les molécules de dihydrogene ont été dissociées, la phase adiabatique recommence et le second cœur de Larson (proto-étoile) est formé.L'ajout des éléments nécessaires au traitement de la magnétohydrodynamique (MHD) non-idéale dans le code à grille adaptative RAMSES constitue la première partie de la thèse. L'étude détaillée des stades ultimes (premier et second cœur de Larson) de la formation des étoiles constitue la seconde partie de la thèse. Cette étude a pu mettre en évidence des effets importants de la MHD non-idéale sur la répartition du champ magnétique et l'efficacité du transport de moment angulaire. / Stars formation occurs in several steps. First a large scale phase during which the molecular cloud undergo fragmentation due to its self-gravity and turbulence. In the gravitationally unstable fragments the medium is optically thin causing all the energy generated by the collapse to escape freely. This is called the isothermal compression phase. When the cloud becomes optically thick to its own radiation, an hydrostatic core forms: the first Larson core. Follow an adiabatic accretion phase ending up ultimately in the dissociation of dihydrogen molecules. Part of the energy from the gravitational collapse is absorbed by the chemical process allowing for another quasi isothermal collapse to start until depletion of dihydrogen molecules. When the adiabatic phase is restored, the second Larson core (proto-star) is formed.Coding the non-ideal magnetohydrodynamics (MHD) solver in the adaptive mesh refinement code RAMSES has been the focus for the first part of the thesis. The precise study of the last steps (first and second Larson core) of star formation is the second part of the thesis. This study highlighted the impact of non-ideal MHD on the magnetic field repartition and the efficiency of the angular momentum transport.

Ce manuscrit décrit comment les champs de vitesses solutions de l'équation de Navier-Stokes se comportent à grande échelle pour un forçage à petite échelle. Il analyse aussi le comportement à grande échelle des champs magnétiques solutions de l'équation d'induction cinématique lorsque le champs de vitesse est de petite échelle. Les résultats présentés ont été obtenus à l'aide de simulations numériques directes utilisant des algorithmes pseudo-spectraux des équations non modifiées ou avec un développement utilisant la méthode Floquet. Dans le cadre hydrodynamique, les simulations utilisant la méthode de Floquet permettent de retrouver les résultats de l'effet AKA à bas Reynolds et de les étendre pour des Reynolds d'ordre un. Elles permettent aussi d'étudier des écoulements AKA-stable et de mettre en évidence une autre instabilité pouvant être interprétée comme un effet de viscosité négative. Dans le cadre magnétique, l'effet alpha est observé sur une gamme de séparation d'échelle dépassant par plusieurs ordres de grandeur les autres résultats connus. Il est aussi montré que le taux de croissance de l'instabilité devient indépendant de la séparation d'échelle une fois que le champs magnétique est destabilisé dans ses petites échelles. Le spectre d'énergie et le temps du corrélation d'équilibre absolu solution de l'équation d'Euler tronquée sont présentés. Un nouveau régime où le temps de corrélation est régit par l’hélicité est mis en évidence. Ces résultats sont aussi comparés à ceux des modes de grande échelle de solutions de l'équation de Navier-Stokes forcée dans les petites échelles. Ils montrent que le temps de corrélation croit avec l'hélicité. / This manuscript describes how solutions of the Navier-Stokes equations behave in the large scales when forced in the small scales. It analyzes also the large scale behavior of magnetic fields solution of the kinetic induction equation when the velocity is in the small scales. The results were acquired with direct numeric simulation (DNS) using pseudo-spectral algorithms of the equations as well as their Floquet development. In the hydrodynamical case, the Floquet DNS were able to confirm the results of the AKA effect at low Reynolds number and extend them for Reynolds number of order one. The DNS were also used to study AKA-stable flows and identified a new instability that can be interpreted as a negative viscosity effect. In the magnetic case, the alpha effect is observe for a range of scale separation exceed know results by several orders of magnitude. It is also shown that the growth rate of the instability becomes independent of the scale separation once the magnetic field is destabilized in its small scales. The energy spectrum and the correlation time of absolute equilibrium solution of the truncated Euler equation are presented. A new regime where the correlation time is governed by helicity is exhibited. These results are also compared with those coming from large scale modes of solutions of the Navier-Stokes equation forced in the small scales. They show that the correlation time increases with the helicity of the flow.

Il est établi que la Lune a eu par le passé un champ généré par une dynamo interne. Cependant, les mécanismes à l’origine et permettant le maintien de la dynamo sont encore mal connus. La durée de ce champ magnétique est encore débattue. Mon travail de thèse a consisté tout d’abord à une caractérisation magnétique (aimantation naturelle et susceptibilité magnétique) d’une grande partie de la collection Apollo avec l’étude de 161 roches. J'ai utilisé le rapport aimantation naturelle sur susceptibilité comme indicateur grossier de la paléointensité. Ces résultats, cohérents avec les deux grandes époques du champ magnétique lunaire (époque de fort champ avant ~3.5 Ga et champ faible ensuite), ont permis de sélectionner des échantillons pour des analyses paléomagnétiques détaillées en laboratoire qui ont constitué la suite de mon travail. J’ai ainsi étudié l’aimantation naturelle de 25 échantillons Apollo et 2 météorites lunaires. Différentes techniques ont permis d’obtenir 8 valeurs de paléointensités (1-47 µT) et 7 limites supérieures de paléointensité (< 30 µT). Ces données, couplées aux âges radiométriques (existants et nouvellement acquis), retracent l’évolution du champ de surface lunaire au cours du temps. Les résultats corroborent l’existence d’une période de champ fort (4-3.5 Ga) et prolongent cette période jusqu’à environ 3 Ga. Les paléointensités > 1 µT que nous obtenons jusqu’à 0.1 Ga indiquent un arrêt très tardif de la dynamo. De plus, de faibles paléointensités sont obtenues dans l’époque de champ fort, suggérant une valeur de champ moyen plus faible que proposé dans la littérature. Cette étude permet de mieux contraindre l'évolution de ce champ lunaire. / It is admitted that the Moon used to have a magnetic field, generated by an internal dynamo. However, the mechanisms responsible for the dynamo and its preservation are still poorly known today. The lifetime of the magnetic field is also debated. My thesis was focused first on the magnetic characterization (natural magnetization and magnetic susceptibility) of a large part of the Apollo collection, with the study of 161 Apollo rocks. I used the ratio of the natural magnetization to the magnetic susceptibility to obtain an approximate indicator of paleointensity. Results of this ratio were coherent with the two major epochs determined in the lunar magnetic field (high field epoch before ~3.5 Ga and a weak field epoch after) and allowed me to select samples for detailed paleomagnetic analyses in another part of my thesis. Then, I studied in laboratory the natural magnetization of 25 Apollo samples and 2 lunar meteorites. Different methods were used to obtain 8 paleointensities values (between 1 and 47 µT) and 7 upper limits of paleointensity (< 30 µT).These data were coupled with radiometric ages to trace the evolution of the lunar surface field over time. These results corroborate the existence of a strong field epoch (4-3.5 Ga) and extend this epoch until ~3 Ga. Paleointensities of values > 1 µT obtained until 0.1 Ga indicates a very late interruption of the dynamo. Weak paleointensities were obtained in the high field epoch, suggesting a value of average field lower than previously proposed in literature. This study allows to better constrain the temporal evolution of the lunar magnetic field.

В работе представлен алгоритм извлечения данных о проверках из информационной модели с целью контроля качества, также алгоритм создания проверки с использование Dynamo. / The paper presents an algorithm for extracting inspection data from an information model for the purpose of quality control, as well as an algorithm for creating a check using Dynamo.

Due to the rapid development of technology, the AEC industry in Sweden havebeen struggling to string along it. The demand from authorities to use BIM in theindustry are increasing and the respond from companies are minimal. The buildingprocess uses to be spanned over several phases and the early design phase is wherefocus is lied on mostly in this thesis. Here can several actors as architects, engineersetc. be involved. Lack of communication and lack of coordination between the partshave an important impact on the outcome and therefore BIM was developed. In theearly designing phase, the project takes it shape and approximated calculations andanalysis have to made. Usually the results from the early design phase dier from theanalytical analysis that are made later and the costs of projects increases. However,many new tools have come along the way with that development which makes itpossible to make energy optimization an even more ecient practice. Therefore, thisthesis has been chosen to investigate the dierent energy possibilities and outcomesduring the early design stage, in the aspect of daylight and energy simulations. Asimple test building was constructed in Stockholm, Sweden. The building is formedin a way that allows various material parameters to be altered in order to study theimpacts of the annual energy distribution. This thesis will shed more light on why itis important to develop the methods of energy simulations in the early design phase,and it's done by using the latest state of the art tools. A newly developed VPL toolnamed Dynamo together with the design tool Autodesk Revit and Green BuildingStudio is used in the simulation process. A script will be coded in the Dynamotool that will determine and allow the parameter variations of the building model inRevit. A comparison of 4 dierent case studies is graphically presented at the end.Even though the result was quite expected, the aim of this thesis was rather to serveas an example of how the tools of Dynamo and Revit can successfully coop-orate.

Des décennies d’observation ont permis d’obtenir différentes relations liées à l’activité stellaire. Cependant, il est difficile de reproduire numériquement celles-ci à partir de modèles dynamo, puisqu’il n’y a pas de consensus sur le processus réellement présent dans les étoiles. Nous tentons de reproduire certaines de ces relations avec un modèle global 3D hydrodynamique qui nous fournit le profil de rotation différentielle et le tenseur-α utilisés en entrée dans un modèle de dynamo αΩ. Nous reproduisons ainsi efficacement la corrélation positive entre le rapport P_cyc⁄P_rot et P_rot^(-1). Par contre, nous échouons à reproduire les relations liant ω_cyc⁄Ω et l’énergie magnétique au nombre de Rossby. Cela laisse croire que la variation de P_cyc⁄P_rot avec la période de rotation est une caractéristique robuste du modèle αΩ, mais que l’effet-α ne serait pas le processus principal limitant l’amplitude du cycle. Cette saturation découlerait plutôt de la réaction magnétique sur l’écoulement à grande échelle. / Decades of stellar observations established various relationships related to stellar activity cycles. However, these are difficult to numerically reproduce using dynamo models, since flows important for dynamo action cannot be measured in stars other than the Sun. We model these relationships by extracting the differential rotation profile and the α-tensor from a global 3D hydrodynamical simulation and use them as an input into a αΩ dynamo model. We succeed in reproducing the observed positive correlation between the ratio P_cyc⁄P_rot and P_rot^(-1). On the other hand, we fail to do so for the relationship linking ω_cyc⁄Ω and the magnetic energy to the Rossby number. This indicates that the variation of P_cyc⁄P_rot with the rotation period is a robust feature of the αΩ model, but that the α-effect is probably not the main process limiting cycle amplitude. This saturation is most likely related to the magnetic backreaction on large-scale flows.

L’instabilité elliptique peut apparaître dès qu’un écoulement présente des lignes de courant elliptiques, ce qui en fait une instabilité générique des fluides tournants. Si sa pertinence en aéronautique ne laisse plus de doute, sa prise en compte dans l’étude des écoulements géo- et astrophysiques pose de nombreuses questions qui constituent la motivation principale de ce travail théorique, numérique et expérimental. Après une introduction aux écoulements tournants, le chapitre 1 présente les trois forçages mécaniques présents aux échelles planétaires qui seront considérés dans ce travail : les marées, la précession et la libration. Un état de l’art sur les écoulements et les instabilités associés à ces forçages est alors décrit, formant le cadre de cette étude. Le chapitre 2 présente les premières simulations numériques de l’instabilité elliptique en géométrie ellipsoïdale. Ces simulations nous permettent de quantifier l’influence de différentes complexités géophysiques et d’obtenir des lois d’échelles caractérisant l’instabilité. L’interaction de l’instabilité elliptique avec les deux autres forçages mécaniques est ensuite considérée. La section 2.4 montre que la présence simultanée de marées et de libration est susceptible d’exciter une instabilité elliptique au sein des astres synchronisés. La section 2.5 développe et valide une théorie analytique sur l’interaction des marées et de la précession. Enfin, la section 2.6 démontre que l’instabilité elliptique peut se développer à partir d’écoulements convectifs ou stratifiés. Le chapitre 3 s’intéresse à la magnétohydrodynamique (MHD) de l’instabilité elliptique. De nouveaux résultats sur l’aspect inductif de l’instabilité sont obtenus et validés numériquement. La génération d’un effet dynamo associé à l’instabilité elliptique est également abordé. Une partie expérimentale liée à ce travail est ensuite décrite, basée sur un dispositif MHD. Après une étude de la dynamique non-linéaire de l’instabilité sous champ, le dispositif est modifié afin de mettre en place une dynamo synthétique. L’amplitude du champ magnétique imposé pouvant être assez assez grande pour restabiliser l’écoulement, ce dispositif permet d’étudier la saturation par l’écoulement d’une telle dynamo. Des premiers résultats en ce sens sont présentés. Le chapitre 4 utilise les résultats obtenus pour étudier la présence de l’instabilité elliptique au sein de planètes, lunes et étoiles connues. Le cas particulier de la Lune est d’abord considéré et un scénario, basé sur l’instabilité elliptique, est proposé puis évalué pour expliquer la dynamo lunaire primitive. Les astres telluriques sont ensuite considérés dans un cadre plus général, et une étude de stabilité adaptée à ce contexte montre que l’instabilité est possible sur la Terre primitive, Europe et trois exoplanètes (55CnCe, CoRoT-7b et GJ1214b). Enfin, la possible existence de l’instabilité au sein de certains systèmes extra-solaires à Jupiter chauds est considérée, montrant sa pertinence pour certains d’entre eux tel que celui de Tau-boo. / The elliptical instability is a generic instability which takes place in any rotating fluid whose streamlines are (even slightly) elliptically deformed. Its presence in an aeronautical context is well established, but its existence in geo- or astrophysical large scale flows raises many issues. This is the starting point of this theoretical, numerical and experimental work.After introducing basics of the rotating flows, chapter 1 presents the three natural planetary mechanical forcings considered in this work : tides, precession and libration. A state-of-the-art of the flows and instabilities associated with these forcings is then given, which constitutes the framework of this study.Chapter 2 presents the first numerical simulations of the elliptical instability in an ellipsoidal geometry, relevant for planets. These simulations allow to quantify the influence of different natural geophysical complexities, and to derive the scaling laws needed to bridge the gap between numerics and planetary applications. The interaction of the elliptical instability with the two other forcings is then considered. Section 2.4 shows that the simultaneous presence of tides and libration can excite an elliptical instability inside fluid layers of synchronized celestial bodies. In section 2.5, a theoretical analysis of the interaction between tides and precession is developed and validated. Finally, in section 2.6, we prove that the elliptical instability can still develop over convective or stratified flows.Chapter 3 focuses on the magnetohydrodynamics (MHD) of the elliptical instability. New results on the magnetic induction by the elliptical instability are obtained and validated numerically. The possible dynamo capability of the instability is also tackled. The experimental part of this work, based on a MHD setup, is then described. Our measurements allow to study the non-linear dynamics of the instability under an external imposed magnetic field. The experimental setup is then modified in order to obtain a synthetic dynamo. The amplitude of the imposed magnetic field being large enough to restabilize the flow, this setup allows to study the saturation by the flow of such a dynamo. First results on this point are presented. Chapter 4 uses the obtained results to study the presence of the elliptical instability in known planets, moons, and stars. The particular case of the Moon is first considered and a scenario, based on the elliptical instability, is proposed and evaluated to explain the primitive lunar dynamo. Telluric bodies are then considered in a more general context, and a stability analysis adapted to this context shows that the instability can be expected in the Early Earth, Europa and three exoplanets (55CnCe, CoRoT-7b et GJ1214b). Finally, the possible development of the instability in extra-solar Hot-Jupiters systems is considered, showing its relevance for some of them, such as the system of Tau-boo.

On s'intéresse dans ce mémoire aux équations de la magnétohydrodynamique (MHD) dans des milieux hétérogènes, i.e. dans des milieux pouvant présenter des variations (éventuellement brutales) de propriétés physiques. En particulier, on met ici l'accent sur la résolution des équations de Maxwell dans des milieux avec des propriétés magnétiques inhomogènes. On présentera une méthode non standard pour résoudre ce problème à l'aide d'éléments finis de Lagrange. On évoquera ensuite l'implémentation dans le code SFEMaNS, développé depuis 2002 par J.-L. Guermond, C. Nore, J. Léorat, R. Laguerre et A. Ribeiro, ainsi que les premiers résultats obtenus dans les simulations de dynamo. Nous nous intéresserons par exemple au cas de la dynamo dite de Von Kármán, afin de comprendre l'expérience VKS2. En outre, nous aborderons des cas de dynamo en précession, ou encore le problème de la dynamo au sein d'un écoulement de Taylor-Couette. / We focus on the magnetohydrodynamics (MHD) equations in hetereogeneous media, i.e. media with (possibly brutal) variations on the physical properties. In particular, we are interested in solving the Maxwell equations with discontinuous magnetic properties. We introduce a method that is, to the best of our knowledge, new to solve this problem using only Lagrange Finite Elements. We then discuss its implementation in SFEMaNS, a numerical code developped since 2002 by J.-L. Guermond, C. Nore, J. Léorat, R. Laguerre and A. Ribeiro. We show the results of the first dynamo simulations we have been able to make with this solver. For instance, we present a kinematic dynamo in a VKS setup, as well as some results about dynamo action induced either by a Taylor-Couette flow, or by a precessionnally driven flow.

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