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Origine du champ magnétique du Soleil écrit en collaboration avec le Dr David H. Hathaway, NASA-MSFC
Introduction (I) Le Dr David H. Hathaway, astrophysicien solaire au Marshall Space Flight Center de la NASA, nous rappelle qu'à l'image de bon nombre de phénomènes célestes, le magnétisme est la clé de la compréhension du Soleil. C'est en 1919 que Sir Joseph Larmor proposa la théorie selon laquelle les taches sombres du Soleil étaient formées par un effet de dynamo auto-excitée. Nous verrons quand nous étudierons le champ magnétique terrestre, qu'il proposa également d'appliquer cette théorie à la Terre pour expliquer l'existence de son champ magnétique à condition que son intérieur soit fluide. Son intuition s'avéra fructueuse. Si étonnant que cela soit, pris comme un tout le Soleil ne dispose pas de champ magnétique global comme celui de la Terre. Mais si on prend l'intensité moyenne de tous les champs localisés à la surface du Soleil, il donne l'impression d'avoir un champ général des milliers de fois plus intense que celui de la Terre ! L'évolution de ces champs locaux est très importante car de leur activité dépend directement l'évolution des tous les phénomènes qu'on observe à la surface du Soleil.
Si les taches ont une influence mineure sur les émissions du Soleil, l'activité magnétique qui les accompagne peut au contraire produire des modifications importantes des niveaux de rayonnements ultraviolet et rayons X peu pénétrants. Ces changement qui s'intensifient à mesure que le cycle solaire approche de son paroxysme produisent des effets très importants dans la haute atmosphère terrestre comme je l'explique dans les pages anglaises consacrées aux perturbations ionosphériques. Ce champ magnétique prendrait naissance dans l'interface appelée la tacholine qui sépare la zone radiative de la zone convective. C'est la variation de la vitesse des fluides dans cette zone qui serait à l'origine du resserrement ou du relâchement des lignes du champ de force. On sait aujourd'hui que le champ magnétique solaire est produit par le déplacement de particules chargées tels les électrons et les ions. En pratique c'est à l'endroit où les lignes de force de ce champ magnétique percent la surface solaire qu'apparaissent les taches sombres dont l'évolution suit le cycle de l'activité des champs magnétiques. Quant aux protubérances elles sont en sustentation grâce aux champs de forces du champ magnétique qui donnent également leur formes aux structures qui apparaissent dans la couronne. Les champs magnétiques sont donc à la source virtuelle de tous les détails que l'on observe à la surface du Soleil. Sans ces champs magnétique le Soleil serait une étoile bien ennuyeuse à regarder.
Comment mesure-t-on le champ magnétique ? Les lignes de forces du champ magnétique ont la faculté de changer la direction du mouvement des particules chargées telles que les électrons. Ce phénomène donne aux électrons qui orbitent autour du noyau atomique dans une direction déterminée plus d'énergie qu'aux électrons orbitant dans l'autre sens. C'est en mesurant la différence d'énergie émise par les électrons lorsqu'ils sautent d'une orbite à une autre que l'on peut déterminer le champ magnétique solaire, évaluer son intensité et sa direction.
Les groupes de taches bipolaires Les taches solaires sont produites par le champ magnétique interne qui présente une intensité des milliers de fois plus forte que celle du champ magnétique terrestre qui oriente l'aiguille des boussoles. Sous l'effet combiné de la pression magnétique et des mouvements de la matière ces champs magnétiques percent la surface en formant des boucles qui désorganisent localement la surface solaire. Ces zones deviennent des facules dans lesquelles se forment les taches et les protubérances. Ces facules sont également des zones magnétiques mais leur champ de force est concentré dans une surface beaucoup plus réduite que dans les taches sombres.
Les taches solaires forment en général des groupes bipolaires. La première présente un champ magnétique dirigé vers le nord, la seconde un champ magnétique dirigé vers le sud, à l'image des courants magnétiques circulant dans le Soleil. Ce phénomène se mesure au sol au moyen de magnétographe vectoriel. Le champ magnétique est le plus intense dans les parties sombres formant l'ombre de la tache tandis qu'il est faible et orienté grosso modo horizontalement dans les parties claires formant la pénombre des taches. La polarité d'une tache de tête située dans l'hémisphère nord peut-être orienté vers le nord tandis que la tache de tête située dans l'hémisphère sud pointe alors vers le sud. Mais au cycle suivant des taches solaires les polarités s'inverseront : la tache de tête située dans l'hémisphère nord pointera vers le sud et vice-versa dans l'autre hémisphère. Cette inversion des polarités magnétiques se succède au fil des cycles des taches solaires.
Les éruptions solaires Pour comprendre et pouvoir prédire les éruptions solaires il faut se pencher sur la structure du champ magnétique autour des taches solaires que l'on mesure au magnétographe vectoriel. Si cette structure se torsade et s'inverse toutes les conditions sont remplies pour que les lignes du champ magnétique se réunissent en provoquant une libération explosive d'énergie.
L'image du groupe de taches présentée ci-dessous présente en bleu les lignes neutres qui séparent les zones de champ magnétique contraire. Dans des conditions normales le champ magnétique passe au travers de ces lignes pour relier par une boucle les régions de polarités positives (où le champ magnétique pointe vers l'extérieur) et négatives (où le champ magnétique pointe vers l'intérieur). Les petits segments indiquent la force et la direction du champ magnétique mesuré au moyen du magnétographe vectoriel du MSFC de la NASA
En superposant ces lignes et ces segments sur l'image d'un groupe de taches sombres où se produit une éruption (zones blanches sur l'image du haut) on constate que l'éruption suit les lignes de courants neutres où le champ magnétique s'inverse; si vous examinez l'image de près vous constaterez que le champ magnétique (segments) s'oriente le long des lignes neutres au lieu de les traverser. Nous venons de découvrir l'ingrédient clé des éruptions solaire : le phénomène de shearing, d'inversion locale du champ magnétique. Consulter les magnétogrammes journaliers de la NASA Grâce à des instruments dédiés à ce type d'activité, en l'espace de quelques années les astrophysiciens solaires ont découvert que l'activité des éruptions était étroitement associée avec l'inversion des champs magnétiques. Aujourd'hui la mesure de cette inversion à l'intérieur et autour des taches solaires permet aux astronomes de prédire avec une grande précision l'apparition d'un bon nombre d'éruptions solaires majeures. Les modèles théoriques
Les lignes de force du champ magnétique forment des boucles dans l'atmosphère et à l'intérieur du Soleil formant un réseau enchevêtré de structures magnétiques. La plupart de ces structures se développent dans les couches supérieures de l'atmosphère solaire, dans la chromosphère et la couronne solaire. Les mesures se font habituellement dans les couches plus profondes, au niveau de la photosphère. Des modèles tridimensionnels et dynamiques, tels ceux élaborés par l'équipe d'Allen Gary de la NASA-MSFC permettent de calculer ces lignes de force du champ magnétique et leur évolution dans les couches extérieures où elles peuvent être comparées aux structures observées afin de déterminer la densité du plasma et l'intensité des forces en action. Ces modèles permettent d'affiner les prévisions solaires et les conditions qui règnent dans l'environnement de l'espace qui sont pour la plupart corrélées avec les éruptions solaires qui se manifestent dès que les lignes de force relient deux taches solaires entre elles. En retour ces observations permettent de corriger les algorithmes mathématiques jusqu'à ce qu'ils corroborent les observations à 100%. Le champ magnétique solaire est analysé depuis la fin des années 1970 et donnent une image de son comportement sur plus de 2 cycles solaires. Toutefois, prédire son évolution à long terme, comme par exemple l'amplitude du cycle des taches solaires, est encore basé sur l'observation des tendances et des modèles. Les scientifiques espèrent dans un proche futur comprendre suffisamment bien le Soleil que pour réaliser des prévisions basées sur les conditions des courants magnétiques se produisant réellement dans le Soleil et l'histoire passée en s'aidant de la modélisation mathématique des processus actuels pour déterminer leur évolution.
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