Un ensemble important de simulations numériques magnétohydrodynamiques globales de la zone de convection solaire sont effectuées afin de comprendre divers aspects de la dynamo solaire. Les motivations derrière la recherche présentée ici se basent sur les observations de certains phénomènes étant propres au Soleil, nommément l’apparition d’un second cycle solaire, la rotation différentielle dans la zone de convection ainsi que la différence de température entre les pôles et l’équateur. La thèse est séparé en 5 sections : un article traitant du premier phénomène au travers une simulation MHD de la convection solaire, un chapitre présentant quatre simulations typiques dans le cadre d’un travail d’étalonnage entre deux codes différents, et un second article où la relation entre la rotation différentielle et le gradient latitudinal de température est exploré dans les simulations présentées dans le chapitre précédent, en plus d’une introduction présentant la base de la physique solaire et une conclusion proposant des idées menant à des projets connexes à ceux présentés ici. Le premier article analyse une simulation MHD d’un modèle global de la convection solaire produisant des cycles magnétiques réguliers à grande échelle pour laquelle un second cycle à courte périodicité est détecté et caractérisé. À l’aide de modèles cinématiques de champs moyens αΩ2 de la dynamo solaire utilisant la force électromotrice turbulente en provenance du modèle global, nous découvrons que l’origine de ce second cycle provient de la complexité conjointe entre celle-ci et la rotation différentielle et non pas d’interactions dynamiques. Une analyse approfondie de la simulation provenant du modèle global révèle une signature de ce court cycle dans le champ de température, cohérent avec les signatures héliosismiques. Les résultats supportent un procédé dynamo secondaire opérant dans la moitié supérieure de la zone de convection. Le chapitre compris entre les deux articles repose sur l’élaboration de quatre simulations générées dans le cadre d’un large exercice d’étalonnage entre les modèles ASH et EULAG. Ces simulations sont identiques entre elles excepté au niveau de l’implémentation de magnétisme et d’une couche stable sous la zone de convection. Une description empirique des caractéristiques physiques est donnée. L’ajout d’une zone stable a un impact aussi grand, sinon plus, que l’ajout de champ magnétique sur la dynamique s’établissant dans la zone de convection. Le flux d’énergie passant au travers de l’interface joue certainement un rôle dans cette dynamique. L’ajout d’une zone stable sur une simulation comprenant du magnétisme provoque des transitions dans le régime dynamo, celles-ci n’étant pas encore expliquées à ce jour. Le second article analyse l’impact de la présence d’un gradient latitudinal de température sous l’interface sur la rotation différentielle, ce gradient s’établissant naturellement dans les simulations avec zone stable introduites dans le chapitre précédent. Ce gradient brise la contrainte de Taylor-Proudman, ceci étant expliqué par l’équation de l’équilibre de vent thermique. L’établissement naturel du gradient provient de la dépendance latitudinale du transport d’énergie convective induite par la rotation et de la faible diffusivité thermique caractéristique aux simulations produites par EULAG. Ceci permet le développement et le maintien d’un profil de rotation différentielle de type solaire dans un sous-ensemble de simulations.

Mots-clés : Soleil , Magnétohydrodynamique , Simulations numériques , Dynamo , Cycle solaire