La convection dans les cas astrophysiques est cependant toujours turbulente à cause des dimensions des objets (très grandes par rapport à l'échelle de dissipation) et nous nous heurtons ici au gros problème de la turbulence pour laquelle aucune théorie satisfaisante n'existe à l'heure actuelle. Pour pallier à cette ignorance majeure, un certain nombre d'expériences numériques ont été montées de par le monde; on y explore le domaine des ``grands" nombres de Rayleigh. Cependant la distance qui sépare ces expériences de la réalité astrophysique est encore très grande: en utilisant les machines les plus puissantes, on arrive tout juste à simuler des configurations avec des nombres de Rayleigh de 108 (dans la géométrie la plus simple), tandis que dans une étoile comme le Soleil le nombre de Rayleigh est typiquement de 1024 soit 16 ordres de grandeur supplémentaires.
En collaboration avec une équipe internationale (cf [4][11]), j'ai pu développer une expérience numérique où l'on a essayé de simuler le plus exactement possible (excepté pour les nombres) la dynamique d'une tranche d'étoile. Le domaine fluide comprenait dans sa partie inférieure une zone stable vis-à-vis de la convection, tandis que la partie supérieure était dans un état que nous avons qualifié de convection turbulente. La présence de ces deux zones nous a permis d'étudier d'une part la pénétration des mouvements convectifs dans la zone stable et d'autre part l'évolution du champ magnétique dans un tel contexte. En partant d'un écoulement sans champ magnétique initial et en y insérant un germe de ce champ, nous avons montré que celui-ci était amplifié sur une échelle de temps dynamique démontrant par là même la présence d'une dynamo rapide. Ce résultat fut une première mondiale. L'effet de dynamo turbulente n'ayant été jusqu'alors obtenu que dans des cas beaucoup plus simples (fluide Boussinesq). Dans notre expérience le fluide est compressible et la zone convective n'occupe que la moitié du domaine de calcul. Nous avons ainsi pu déterminer les zones de production du champ, montrer le rôle important joué par les courants descendants spécifiques de la convection compressible et montrer pourquoi le champ magnétique avait tendance à s'accumuler au bas la zone convective [4],[11].