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Origine du champ magnétique solaire

La dynamo solaire (III)

Si les astrophysiciens solaires peuvent établir de bonnes prédictions de l'activité solaire sur base des modèles numériques, ils éprouvent néanmoins quelques difficultés à représenter simultanément l'ensemble de son activité :

- Le cycle de 11 ans des taches solaires

- Le minimum de Maunder (minimum glaciaire des années 1650-1710)

- Le déplacement des taches selon la loi de Schperer (le diagramme en papillon)

- La loi des polarités de Hale suivant un cycle de 22 ans

- La loi de Joy décrivant l'inclinaison des groupes de taches

- L'inversion des champs magnétiques polaires à l'approche du maximum du cycle comme le montre le diagramme en papillon.

Pour toutes ces raisons les spécialistes ont proposé, modélisation et corrélations avec les faits à l'apppui, que le champ magnétique solaire est généré par une sorte de dynamo magnétique située à l'intérieur du Soleil. Ils fondent cette hypothèse sur le fait que son champ magnétique change radicalement en l'espace de quelques années mais d'une manière cyclique laissant penser qu'il est généré de façon continue par le Soleil.

La mystérieuse dynamique des taches solaires. Gradient de température et mouvements convectifs sous une tache solaire. C'est l'étranglement du champ magnétique sous la tache qui empêche le flot de matière d'émerger et qui refroidit la surface. En 1998 Alexander Kosovichev de l'université de Stanford découvrit que 4800 km sous les taches solaires le son se propageait plus rapidement en raison du réchauffement du plasma. Fin 2001 Phil Scherrer de l'université de Stanford et responsable de l'instrument MDI de SOHO découvrit que sous la tache le plasma s'enfonçait à 4800 km/h et subissait un mouvement de convection vers le centre de la tache (à droite). Plus le champ magnétique se concentre plus le plasma se refroidit et plus il s'enfonce. La circulation devient stable et le cycle est entretenu, rendant la tache persistante. Pour lancer les deux animations montrant cette tache solaire en coupe cliquer sur les fichiers MPEG suivants : 3.9 MB et 2.9 MB. Document MSOHO/MDI/U.Stanford.

Nous savons que les champs magnétiques sont produits par des courants électriques. Dans le Soleil, ces courants sont générés par des flux chauds de plasma ionisés. Une grande diversité de flux existent à la surface et à l'intérieur du Soleil. Presque tous peuvent contribuer d'une manière ou d'une autre à la création du champ magnétique solaire.

Ces champs magnétiques ressemblent à des petits élastiques. Ils consistent en des boucles continues de lignes de force qui présentent une tension et pression. Comme les élastiques, les champs magnétiques peuvent se renforcer quand on les étirent, ils peuvent se tordre et se plier sur eux-mêmes. Cet étirement, cette rotation et ce pliage sont réalisés par les fluides évoluant sous la surface du Soleil.

Deux mécanismes sont à l'oeuvre :

- L'effet Oméga

- L'effet Alpha

Voyons en détail ces deux effets et leurs conséquences dans les zones convectives et radiatives du Soleil.

L'effet Oméga

Les champs magnétiques qui se développent à l'intérieur du Soleil sont étirés par la rotation différentielle (le gradient de rotation étant une fonction de la latitude et du rayon du Soleil) et s'enroulent autour du Soleil. Ce phénomène est appelé l'effet "Oméga" en raison de l'existence d'une boucle fermée qui relie les deux pôles du Soleil, ressemblant à la dite lettre grecque. C'est également la rotation différentielle du Soleil qui donne une orientation nord-sud aux lignes de force du champ magnétique et qui finissent par l'encercler en l'espace de 8 mois.

A lire : Solar Dynamo, Scholarpedia

La circulation magnétique à l'intérieur du Soleil

L'effet Ω

L'effet α

Consulter le texte pour les détails. Documents NASA-MSFC.

L'effet Alpha

Le fait que les lignes de force du champ magnétique soient inversées et tordues est provoqué par la rotation du Soleil. Ce phénomène est appelé l'effet "Alpha" parce que cette lettre grecque rappelle une boucle inversée.

Les premiers modèles de la dynamo solaire assumaient que l'inversion était produite par les effets de la rotation du Soleil sur de vastes flots convectifs qui transportaient la chaleur interne jusqu'en surface. Mais cette théorie entraînait des inversions bien trop nombreuses et produisaient des cycles magnétiques qui ne duraient pas plus de deux ans. Des modèles dynamo plus récents assument que l'inversion est provoquée par la rotation du Soleil qui agit sur la remontée de tubes de flux magnétiques des profondeurs du Soleil. L'inversion des lignes de force engendrées par cet effet Alpha formeraient les groupes de taches obéissant à la loi de Joy (inclinaison des groupes) et créeraient l'inversion du champ magnétique d'un cycle de taches solaires à l'autre (loi de Hale).

L'interface de la dynamo

Il n'y a pas si longtemps de cela, on pensait encore que l'activité dynamo du Soleil se produisait dans toute la zone convective. Mais on réalisa bientôt que dans de telles conditions le champ magnétique de la zone de convection percerait rapidement la surface solaire sans avoir eu le temps d'induire l'effet Alpha ou Omega. Etant donné que les lignes de force du champ magnétique exercent une pression sur son environnement, les régions où se développent le champ magnétique doivent repousser le gaz alentour et former une bulle magnétique qui devrait monter vers la surface. Cet effet ne se produit pas dans les couches stables situées en dessous de la zone convective.

Dans la zone radiative, la bulle magnétique apparaîtrait seulement dans une étroite bande jusqu'à ce qu'elle soit aussi dense que son environnement. Ceci conduit à l'idée évoquée précédemment que le champ magnétique solaire est engendré au niveau de la tachocline situé entre la zone radiative et la zone convective. Selon les données de SOHO, cette zone de liaison se situe vers 0.7 R à une profondeur où il y a de forts changements du taux de rotation ce qui explique les nombreuses instabilités et les phénomènes dynamiques qu'elles induisent en surface.

A gauche, modélisation des courants solaires (en rouge les plus rapides) basé sur une année de données compilées par SOHO. Sur l'hémisphère gauche sont tracés les courants de surface et à droite le courant méridional qui se propage de l'équateur vers les pôles et vice versa. Comme indiqué ces courants se propagent au-dessus de la tachocline, dans la zone de convection. A droite, simulation de la circulation méridionale avec un gros-plan sur la zone de convection. En (a), trois cellules empilées radialement. En (b), la vitesse en fonction de la distance à la latitude moyenne de θ = 45 °. En (c), le diagramme en papillon, c'est-à-dire le tracé de la latitude temporelle du champ toroïdal au bas de la zone de convection (r = 0.7 Rs). En (d), tracé de la latitude temporelle du champ radial à la surface du Soleil. Tous les champs toroïdaux et radiaux sont en 'unité de Bo. Documents SOHO et Gopal Hazra et al.

Le courant méridional

Le courant méridional solaire également dénommé le flux polaire, représente l'écoulement de la matière évoluant le long des lignes méridiennes à partir de l'équateur et se dirigeant vers les pôles par la surface et les lignes se dirigeant en sens opposé mais circulant dans les profondeurs de l'atmosphère solaire ainsi que le montre l'illustration présentée ci-dessus à gauche. Ces courants semblent jouer un rôle très important dans la dynamo magnétique solaire.

En surface l'écoulement évolue assez lentement, à quelque 20 m/s (72 km/h) mais le courant qui transite vers l'équateur par les profondeurs (jusqu'à 25000 km sous la surface) rencontre un milieu beaucoup plus dense et n'avance plus qu'à environ 1 à 2 m/s (7 km/h). Cette propagation très lente transporterait néanmoins la matière des régions polaires vers l'équateur en l'espace de 20 ans. La vitesse de ce courant est très similaire à celle des bandes dans lesquelles évoluent les taches solaires et qui est symbolisée par le diagramme en papillon.

Ceci clôture notre description de l'activité magnétique du Soleil. Nous verrons dans d'autres articles son activité en lumière blanche, monochromatique (Hα, Ca II K, UVE), en rayons X ainsi que ses émissions radioélectriques.

Je remercie les astrophysiciens solaires David H.Hathaway de la NASA (Ames) et Frédéric Clette du SIDC (SILSO) pour leurs explications complémentaires et leur disponibilité.

David H.Hathaway en 1999.

Pour plus d'informations

Statut temps-réel de l'activité solaire, géomagnétique et des aurores (sur ce site)

Indices solaires et autres échelles géomagnétiques (sur ce site)

Formation et structuration des champs magnétiques solaires, Obs.Paris

Champs magnétiques aux grandes échelles et inversions de polarité (simulations), U.Montréal

Stars in an Electric Universe, Wal Thornhill, 2011 (conférence publiée sur YouTube)

Solar Dynamo, Scholarpedia

Interface Dynamo, HAO/UCAR

Subsurface Evolution of Active Region Flux Tubes (animations), HAO/UCAR

Solar Dynamo Position, U.Stanford

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

Physics of the Solar Corona (PDF), Markus J. Ashwanden, LPL/U.Az

Investigating jets in the lower-to-mid solar atmosphere. Observations & Numerical Simulations (PDF, Thèse), Eamon Scullion, Armagh Obs.

Stars, Galaxies, and Beyond (PDF), Michael C.McGoodwin/U.Washington, 2012

Heliophysics: Space Storms Radiation: Causes Effects, Carolus J. Schrijver, Cambridge University Press, 2010

Solar Surface Convection, Åke Nordlund et al, 2009

Solar and Stellar Magnetic Activity, Reissue Edition, Carolus J. Schrijver et Cornelis Zwaan, Cambridge Astrophysics, 2008

Astrophysics of the Sun, Harold Zirin, Cambridge University Press, 1988.

The classification of sunspot groups, Patrick Siler McIntosh, Solar Physics, 125, 1990

The Physics of Sunspots (Sacramento Peak Observatory Conference Proceedings), 1981.

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