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Le champ magnétique du Soleil

Protubérance photographiée par Hideaki Miyazaki le 31 juillet 1992 à 1h28 TU sous filtre H-alpha d'une demi-bande passante de 3 Å avec le coronographe de 10 cm de diamètre de l'Observatoire Solaire Norikura de la NOAJ. Cette protubérance s'éleva jusqu'à 590000 km à la vitesse de 220 km/s. Au sommet de la protubérance on distingue la structure torsadée du champ magnétique. 

Les éruptions solaires (II)

La cage magnétique

Serait-il possible qu'un seul phénomène contrôle toutes les éruptions solaires ?  C'est en tous cas la question qu'ont soulevé Tahar Amari de l'Université Paris-Saclay et ses collègues dans une étude publiée en 2018 dans la revue "Nature" après avoir mis en évidence la présence d'une "cage magnétique" autour des grandes boucles magnétiques qui précédèrent les éruptions solaires.

Une étude antérieure (2014) des mêmes chercheurs avait montré que les éruptions solaires étaient précédées par de gigantesques arches magnétiques torsadées s'élevant de la surface appelées des cordes de flux magnétique. Ces cordes sont à l'image d'immenses barreaux aimantés (magnétisés) qu'on aurait tordus autour desquels la matière va se coller en formant des filaments ou des protubérances.

Mais les astrophysiciens ne comprenaient pas très bien ce qui déclenchait ces éruptions chromosphériques (flares) confinées et autres protubérances éruptives. Un modèle suggérait que ces éruptions étaient déclenchées par les boucles magnétiques mais un autre suggérait plutôt que des groupes de boucles magnétiques appelées des arcades solaires étaient à l'origine des éruptions confinées.

Jusqu'à présent, les chercheurs ne pouvaient pas analyser les champs magnétiques dans la fine région chromosphérique chaude d'où provenaient ces éruptions avec une précision suffisante pour choisir entre l'un de ces deux modèles. Mais suite à la puissance éruption chromosphérique qui se produisit le 24 octobre 2014 (éruption de la classe X3.1 dans la région active AR 2192), les chercheurs ont découvert un nouvel aspect de ces modèles qui pourrait expliquer ces explosions de matière.

A partir des données enregistrées par l'observatoire spatial solaire SDO, les chercheurs ont pu rassembler des mesures dynamiques très précises du champ magnétique solaire au moment de cette éruption de classe X. Ils ont ensuite modélisés ces données sur l'un des superordinateurs du CNRS à Saclay pour reconstruire la manière dont le champ magnétique évoluait avant et pendant l'éruption solaire.

Leur analyse a montré que les cordes de flux magnétique à l'origine des éruptions solaires sont entourées d'une "cage" magnétique renforcée (multicouche). Dans les heures précédant une éruption chromosphérique, une corde de flux magnétique (en brun sur la simulation ci-dessous à gauche) se développe sous une arcade solaire qui agit comme une cage (en turquoise). Normalement, cette corde de flux magnétique n'a pas suffisamment d'énergie pour franchir les multiples couches de cette cage magnétique et reste donc confinée.

A voir : Éruption solaire X3.1 du 24/10/2014, SDO

Modélisation de la corde magnétique (brun à gauche, rose et jaune à droite) pendant l'éruption chromosphérique de classe X 3.1 du 24 octobre 2014 lorsqu'elle brisa la cage magnétique renforcée (turquoise). Notez la taille "minuscule" de la Terre. Documents Tahar Amari et al./ U.Paris-Saclay / CNRS et École Polytechnique.

La forte torsion de la corde peut ensuite déclencher une instabilité et provoquer un pli (un kink) qui detruit partiellement la cage, permettant l'émission de rayonnements intenses et le développement de la bulle magnétique qui va entraîner le plasma jusqu'à des distances considérables.

Selon les chercheurs, si la force magnétique de la cage est plus faible, on observe une éruption plus puissante, détruisant toutes les couches de la cage et entraînant une éjection de masse coronale (CME). C'est donc la manière dont cette cage résiste aux assauts de la corde qui détermine la puissance et le type d'éruption solaire. Amari conclut donc qu'"un seul mécanisme peut sous-tendre toutes les éruptions solaires" à travers ce couplage cage-corde.

Grâce à cette découverte, on peut espérer à l'avenir mieux comprendre l'effet des cages magnétiques sur l'intensité des éruptions solaires et mieux prédire l'occurence des CME.

La théorie de l'accélération des chocs

Grâce au radiotélescope Karl Jansky (VLA) du NRAO, les astrophysiciens comprennent mieux comment se forment les éruptions solaires. Si la théorie du tube de flux magnétique décrite page précédente explique l'émergence de boucles de champs magnétiques en surface et celle du couplage cage-corde magnétique décrite ci-dessus explique l'intensité des éruptions solaires, il faut également expliquer comment ce champ magnétique produit de l'énergie et propulse la matière dans la couronne.

On a toujours pensé que les éruptions étaient le résultat d'un type de choc particulier qui accélérait les particules, mais jusqu'à présent il n'y avait jamais eu de preuves convaincantes pour supporter cette hypothèse. Grâce à une mise à niveau du VLA, depuis 2013 les radioastronomes ont obtenu de nouvelles données qui renforcent la théorie de "l'accélération des chocs" comme l'a décrite Bin Chen aujourd'hui à l'Institut de Technologie du New Jersey (NJIT) et son équipe dans deux articles consacrés aux éruptions solaires publiés en 2014 et 2015.

A gauche, éruption solaire du 3 mars 2012 observée en UV (à gauche, avec en rouge et vert les températures de respectivement 1 million et 10 millions de degrés) et en rayons X (à droite, avec en rouge et vert les émissions UV et en bleu les émissions radios). A droite, schéma de l'accélération des particules par le champ magnétique au cours de cette éruption solaire. Le point chaud (hot spot) correspond à la région du choc terminal. Documents Bin Chen et al./NRAO.

Les éruptions solaires sont vraisemblablement produites par la libération soudaine d'énergie lorsque de puissants champs magnétiques se reconfigurent et se reconnectent. Cependant, il restait à comprendre comment de tels phénomènes magnétiques peuvent propulser les particules chargées à grandes vitesses (200-2900 km/s) comme on le constate lors des éruptions solaires.

Les nouvelles observations du VLA confirment l'idée que l'accélération se produit à l'endroit où la boucle de champ magnétique s'évase (au-dessus du "point x" dans le schéma ci-dessous au centre droite, en 4.) et où le flux de plasma accéléré par la libération soudaine d'énergie entrave les boucles magnétiques resserrées à cet endroit et donc plus denses, formant un choc stationnaire appelé un "choc terminal" que les radiotélescopes visualisent comme un "point chaud" ou hot spot. Dans cette région, les électrons sont rabattus et écrasés à plusieurs reprises, subissant des chocs répétés à des vitesses de plus en plus élevées. Les données obtenues par le VLA ainsi que des satellites en UV et en rayons X correspondent parfaitement aux modèles numériques simulant ce phénomène et expliquent notamment l'éruption solaire survenue le 3 mars 2012 présentée ci-dessus à gauche.

A gauche, les mouvements du champ magnétique et du plasma pendant une éruption solaire. Au centre, le processus complet. Les flèches jaunes indiquent la direction du plasma pendant l'éruption. On observe d'abord la formation d'une boucle magnétique au-dessus d'un groupe de taches bipolaires (1), son expansion progressive dans la zone de transition et la basse couronne (2-3), le pincement au point x (4) puis la reconnexion des lignes du champ magnétique (6) au cours de laquelle le plasma est éjecté du Soleil avec l'émission de rayonnements de forte énergie. L'émission des rayons X les plus intenses provient de la base et du sommet de la boucle magnétique. A droite, description des différentes phases d'une éruption sur base de photos prises par le satelllite SDO. Documents G.Holman/NASA adapté par l'auteur, U.Berkeley et Thomas Woods/Rachel Hock et al./U.Colorado.

Le VLA a produit des images radios à travers une large gamme de fréquences séparées de 50 ms chacune ce qui a permis d'analyser chaque phase du processus éruptif. Sur base des simulations, Bin Chen et ses collègues ont pu déterminer que des ondes-courtes radio provenant d'électrons énergétiques étaient émises lorsqu'un choc terminal était en cours de formation, signe précurseur d'une éruption. D'autres détails liés à l'accélération des particules ont également été prédits par ce modèle qui permet dorénavant d'étudier un processus qui non seulement s'applique au Soleil mais à tous les objets de l'univers dès lors qu'ils impliquent des particules chargées sous l'emprise d'un champ magnétique intense.

Les instabilités des feuilles de plasma

 Sur le plan théorique, les détails des reconnexions magnétiques sont mieux compris qu'il y a quelques années où l'on pensait encore qu'il n'existait qu'une seule reconnexion par éruption. Or, les nouveaux modèles indiquent qu'étant donné les énergies très élevées entrant en jeu, des instabilités se créent dans les feuilles de plasma concernées (des structures conductrices pouvant mesurer 100000 km de long et seulement 100 m d'épaisseur) qui se brisent comme le ferait un film conducteur trop mince, générant autant de nouvelles reconnexions magnétiques et d'éruptions comme l'a montré l'équipe de Luca Comisso, physicien des plasmas à l'Université de Princeton dans deux articles publiés dans l'"Astrophysical Journal" en 2017 et "Physics of Plasma" en 2016. Bien que le modèle "fonctionne" et puisse s'appliquer à l'étude des plasmas dans les tokamaks par exemple, il est encore trop tôt pour appliquer ce modèle à la prévision des éruptions solaires. En tout cas, cette théorie permet déjà aux astrophysiciens solaires de mieux comprendre la dynamique de la couronne et celle du vent solaire ainsi que la formation des spicules dans la basse atmosphère solaire. Cette théorie est également intéressante car des processus similaires se manifestent lors de la production des hautes énergies dans les jets émis par les trous noirs actifs.

Les bombes de Ellerman

Il s'agit d'un autre type d'explosion résultant de reconnexions magnétiques. Elles apparaissent à la surface solaire sur les images prises dans la raie de l'hydrogène alpha ou du Ca II K comme des points brillants à la base des taches sombres. Découverts par Ferdinand Ellerman et George E. Hale en 1903-1904, ils furent d'abord dénommés "minute calcium flocculi" avant que les astrophysiciens solaires ne les dénomment "grains K" dans les années 1960. Ellerman les compara à des explosions de bombes à hydrogène d'où leur nom de "bombes de Ellerman". Ces explosions se produisent dans les régions actives, en particulier les régions jeunes où émerge un nouveau flux. Leur durée de vie varie entre quelques minutes et quelques heures (20 minutes en moyenne). Elle commencent à briller en l'espace de 2-3 minutes puis maintiennent leur éclat (qui peut parfois fluctuer) puis disparaissent brusquement en l'espace de 2-3 minutes. Ces zones ne sont apparemment pas connectées aux éruptions.

A gauche, les "grains K" ou bombes de Ellerman apparaissent comme de petits points blancs sur cette image de la région active AR 12529 qui présente également un filament ayant l'aspect d'une petite protubérance en arche. Photo prise par Osamu Oshima le 9 avril 2016 au foyer d'une lunette Vixen 90L de 90 mm f/14.4 équipée d'un filtre de réjection d'énergie (ERF) de 70 mm de diamètre, d'un filtre Daystar Quantum PE de 0.5 Å et d'une Barlow. A droite, schéma du mécanisme magnétique le plus simple (un flux convergent entre deux zones de polarités opposées) à l'origine d'une bombe de Ellerman qui se manifeste par un "grain K". Document M.Georgoulis et al., 2002, adapté par l'auteur.

Selon David M.Rust des Observatoires des Monts Wilson et Palomar, les bombes de Ellerman correspondent à des pics isolés de champ magnétique. Comme le montre le schéma présenté ci-dessus à droite préparé par Manolis K. Georgoulis du JHUAPL et ses collègues, dans les régions bipolaires de la photosphère ou dans ce qu'on appelle des dipôles magnétique mobiles (MDF, moving dipolar magnetic feature), comme entre deux aimants de polarités opposées, le flux converge entre les polarités positives et négatives. A cet endroit, les lignes de force du champ magnétique circulant au-dessus de la photosphère forment une boucle sous la surface reliant les deux polarités et ce sont les reconnexions des lignes du champ de force qui se manifestent en altitude qui génèrent ces explosions d'énergie matérialisées par les bombes de Ellerman. Elles peuvent aussi se produire lors de la reconnexion de deux flux de champs magnétiques positifs en interactions.

Conversion des ondes magnétiques d'Alfvén en chaleur

En 1942, le physicien et ingénieur suédois Hannes Alfvén avai prédit l'existence d'un nouveau type d'onde générée par l'action du champ magnétique sur le plasma, théorie qui lui valut de remporter le prix Nobel de Physique en 1970. Depuis sa prédiction, les ondes d'Alfvén ont été associées à de nombreux sources dont les nuages de gaz enveloppant les comètes, les aurores, l'atmosphère des étoiles dont celle du Soleil mais également les réacteurs nucléaires, l'imagerie médicale IRM et des expériences de laboratoire.

Nous avons expliqué que ces ondes Alfvéniques jouent un rôle important dans la chaleur de la couronne et expliquent notamment la température élevée des protubérances (>100000 K). Mais jusqu'à présent les chercheurs n'avaient pas pu démontrer ce lien au niveau de la basse chromosphère.

Dans un article publié en 2018 dans la revue "Nature", Samuel D.T.Grant de la Queen's University de Belfast et ses collègues ont montré pour la première fois que les ondes d'Alfvén dissipaient leur énergie sous forme de chaleur dans la chromosphère du Soleil.

Grâce aux données du satellite SDO et du télescope solaire Dunn installé au Nouveau Mexique, en 2014 les chercheurs ont pu étudier en lumière monochromatique (raie du Ca II  à 8542 Å) le comportement de certains éléments présents dans le groupe de taches solaires AR 2146 (groupe bipolaire de classe Cso) à différents niveaux d'altitude entre la photosphère et la chromosphère.

A gauche, analyse de la région active AR 2146 observée le 14 août 2014 à différentes altitudes entre la photosphère et la basse chromosphère. Dans chaque image, les lignes de contours rouges représentent les limites intérieures et extérieures de la région magnétique à l'endroit où les chocs se manifestent (vers 250 km au-dessus de la photosphère) et où les ondes magnéto-acoustiques (des ondes sonores modifiées par le champ magnétique) et d'Alfvén peuvent facilement se convertir. Au centre, analyse similaire jusqu'à la couronne solaire de la région active AR 11366 observée le 10 décembre 2011 par David B.Jess et son équipe. La température passe de ~3710 K dans la tache sombre à 50000 K dans la zone de transition pour dépasser 2.5 millions de K dans la couronne. A droite, schéma (qui n'est pas à l'échelle) des différents phénomènes de chocs associés à une tache sombre solaire vue de profil. Les lignes de champ magnétique (tubes oranges) sont ancrées dans l'ombre située au niveau de la photosphère (en bas de l'image) et s'étendent latéralement en fonction de l'altitude jusqu'à la région de transition (TR) et la couronne (les lignes ouvertes du champ magnétiques peuvent restées ancrées dans le Soleil jusqu'à plusieurs rayons solaires). Les anneaux bleus représentent les limites inférieure et supérieure de la région de conversion de mode de propagation des ondes aux altitudes ayant fait l'objet de l'étude de Grant et ses collègues. La zone de conversion de mode sur le côté gauche du schéma montre des ondes d'Aflvén non linéaires qui amplifient par résonance les ondes magnéto-acoustiques, augmentant le nombre de chocs dans cette région. La zone de conversion de mode sur la droite du schéma montre le couplage entre la propagation magnéto-acoustique sinusoïdale et les ondes d'Alfvén représentées par les structures elliptiques. Celles-ci se développent ensuite en transitions transversales de plasma ou ondes MHD (flèches bleues et rouges) lors de la génération des chocs d'Alfvén qui apparaissent sous forme de flashes. La partie centrale représente la région au-dessus de l'ombre où apparaissent les flashes lumineux ou UF (Umbra Flash) lorsque les ondes magnéto-acoustiques se transforment. Document S.Grant et al. adaptés par l'auteur.

Le dépouillement de ces données permit aux chercheurs de détecter 554792 éruptions intenses réparties sur 135 minutes d'enregistrements qui présentaient toutes les caractéristiques des ondes d'Alfvén convertissant leur énergie en ondes de choc, de la même manière qu'un avion supersonique crée un "bang" en dépassant la vitesse du son. Les ondes de choc se propagent ensuite dans le plasma environnant en augmentant sa température (cf. la dynamique du Soleil calme). En modélisant ces données sur ordinateur, les chercheurs ont pu démontrer que les ondes d'Alfvén étaient capables d'augmenter la températures du plasma entre 750 et 1100 km au-dessus des taches sombres, c'est-à-dire dans la basse chromosphère d'environ 5% (contre 20% pour les ondes magnéto-acoustiques c'est-à-dire des ondes sonores modifiées par le champ magnétique) puis la température augmente fortement à partir de la zone de transition et dans la couronne. Les ondes d'Alfvén se propagent à des vitesses qui varient en fonction de la densité du plasma et de l'intensité du champ magnétique. Elle varie entre 2 et 6 km/s dans la basse chromosphère mais peut atteindre 1500 à 5000 km/s dans la couronne. Dans la basse chromosphère, elles représentent un flux d'énergie d'environ 10 kW/m3 contre 20 kW/m3 pour les ondes magnéto-acoustiques.

Les modèles solaires

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 du centre Marshall de la NASA 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.

A consulter : Modelling the solar and stellar physics, Sven Wedemeyer/ITA

Solar Surface Convection, Åke Nordlund et al, 2009

Plasma Physics in the Solar System (presentation), Steven Cranmer, CfA

Ces quatre images représentent un exemple de calcul des champs magnétiques dans deux groupes de taches bipolaires. L'image (a) est une photographie de la couronne solaire obtenue en lumière X à ~30 nm par le satellite Yohkoh le 4 janvier 1994. On distingue un système de boucles coronales reliant deux régions actives situées de part et d'autre de l'équateur solaire. L'image (b) a été créée par le Dr Allen Gary, spécialiste solaire au MSFC au moyen d'un programme 3D qui enveloppe chaque ligne de force d'un tube de plasma et qui compare le résultat aux images X pour déterminer la densité du plasma. Cette image est celle qui est la mieux corrélée et montre des tubes de plasma de densité variable. Voici un petit film (MPEG de 1.3 MB) montrant ces boucles magnétiques en perspective.

L'image (c) montre une extrapolation mathématique 3D des champs de surface. Le champ magnétique pénètre toute la région mais seule une sélection de lignes de forces ont été affichées. Ces lignes sont assez fidèles aux structures observées dans l'image (a) mises à part quelques exceptions. L'image (d) montre une mesure du champ magnétique dans la ligne de visée, les champs positifs étant retranscris en blanc, les champs négatifs en noirs. Document NASA-MSFC/Allen Gary.

Ces modèles permettent d'affiner les prévisions solaires et les conditions qui règnent dans l'environnement de l'espace. La plupart de ces prévisions sont 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 offre aux chercheurs la possibilité de suivre son évolution sur plus de 4 cycles solaires. Toutefois, prédire son évolution à long terme, comme par exemple l'amplitude du cycle des taches solaires et l'intensité des éruptions et notamment des CME, est encore basé sur l'observation des tendances et des modèles (cf. les travaux de l'équipe DYNAMO de l'Université Aalto en Finlande). Les scientifiques espèrent d'ici une dizaine d'années comprendre suffisamment bien le Soleil pour établir des prévisions fiables en s'aidant de la modélisation mathématique appuyée sur les dernières découvertes des satellites d'observation dont la sonde spatiale Parker dont les premières données sur la couronne solaire sont attendues fin 2018 au JHUAPL.

Prochain chapitre

L'inversion cyclique du champ magnétique solaire

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