Les magnétars sont les étoiles à neutrons arborant les plus forts champs magnétiques connus dans l’Univers, observées comme des sources galactiques de haute énergie. La formation de ces objets figure parmi les scénarios les plus étudiés pour expliquer certaines des explosions les plus violentes : les supernovae superlumineuses, les hypernovae et les sursauts gamma. Notre équipe a réussi au cours des dernières années à reproduire numériquement des champs magnétiques d’une intensité comparable à celle des magnétars en simulant des mécanismes d'amplification dynamo qui se développent dans les premières secondes après la formation de l’étoile à neutrons. La plupart des manifestations observationnelles des magnétars nécessitent cependant que le champ magnétique survive sur des échelles de temps bien plus longues (de quelques semaines pour les supernovae superlumineuses à des milliers d’années pour les magnétars galactiques). Cette thèse consistera à développer des simulations numériques 3D de relaxation du champ magnétique initialisées à partir de différents états dynamo calculés précédemment par l’équipe, en les prolongeant vers des stades plus tardifs après la naissance de l’étoile à neutrons lorsque la dynamo n’est plus active. L’étudiant.e déterminera ainsi comment le champ magnétique turbulent généré dans les premières secondes va évoluer pour éventuellement atteindre un état d’équilibre stable, dont on cherchera à caractériser la topologie et à le confronter aux observations électromagnétiques.

Le Soleil et les étoiles de type solaire possèdent un magnétisme riche et variable. Nous avons pu mettre en évidence dans nos travaux récents sur les dynamos turbulentes convectives de ce type d' étoiles, une histoire magnéto-rotationelle de leur évolution séculaire. Les étoiles naissent active avec des cycles magnétiques courts, puis en décélérant par le freinage du à leur vent de particules magnétisé, leur cycle magnétique s'allonge pour devenir commensurable à celui du Soleil (d'une durée de 11 ans) et enfin pour les étoiles vivant suffisamment longtemps finir avec une perte de cycle et une rotation dite anti-solaire (équateur lent/poles rapides). L'accord avec les observations est excellent mais il nous manque un élément essentiel pour conclure: Quel role jouent les taches solaires/stellaires dans l'organisation du magnétisme de ces étoiles et sont-elles nécessaires à l'apparition d'un cycle magnétique, ce qui s'appelle "le paradox des dynamos cycliques sans tache". En effet, nos simulations HPC de dynamo solaire n'ont pas la résolution angulaire pour résoudre les taches et pourtant nous observons bien des cycles dans nos simulation de dynamos stellaires pour des nombres de Rossby < 1. Dès lors les taches sont-elle une simple manifestations de surface d'une auto-organisation interne du magnétisme cyclique de ces étoiles, ou jouent-elle un rôle déterminant. De plus, comment l'émergence de flux en latitude et la taille et intensité des taches se formant à la surface évoluent ils au cours de l'évolution magnéto-rotationelle de ces étoiles? Pour répondre à cette question essentielle en magnétisme des étoiles et du Soleil, il faut développer de nouvelles simulations HPC de dynamo stellaire en soutien aux missions spatiales Solar Orbiter et PLATO pour lesquelles nous sommes directement impliqués, permettant de s'approcher plus près de la surface et ainsi de mieux décrire le processus d'émergence de flux magnétique et la possible formation de taches solaires. Des tests récents montrant que des concentrations magnétiques inhibant la convection de surface localement se forment ab-initio dans des simulations avec un nombre de Reynolds magnétique plus grand et une convection de surface plus petites échelles nous encourage fortement à poursuivre ce projet au delà de l'ERC Whole Sun (finissant en Avril 2026). Grace au code Dyablo-Whole Sun que nous co-développons avec le IRFU/Dedip, nous désirons étudier en détails la dynamo convective, l'émergence de flux magnétique et la formation auto-cohérente de taches résolues, en utilisant sa capacité de raffinement de maillage adaptative et en variant les paramètres globaux stellaire comme le taux de rotation, l'épaisseur de la zone convective, et l'intensité de la convection de surface, afin de déterminer comment leur nombre, morphologie et latitude d'émergence changent et s'ils contribuent ou non à la fermeture de la boucle dynamo cyclique.