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Origine du champ magnétique solaire écrit en collaboration avec le Dr David H. Hathaway, NASA-MSFC La dynamo solaire (III) Si les astronomes spécialistes du Soleil 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 pensent 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 à penser qu'il est généré de façon continue par le Soleil.
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 forces 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 taux 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 lettre grecque en question. C'est la rotation différentielle du Soleil en fonction de la latitude qui donne une orientation nord-sud aux lignes de forces du champ magnétique et qui finissent par l'encercler en l'espace de 8 mois.
L'effet Alpha Le fait que les lignes de forces 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 portaient la chaleur interne jusqu'à la surface solaire. 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 champs magnétiques des profondeurs du Soleil. L'inversion des lignes de forces 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 convective percerait rapidement la surface solaire sans avoir eu le temps d'induire l'effet Alpha ou Omega. Etant donné que les lignes de forces 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 que le champ magnétique solaire est engendré dans
une zone interface entre la zone radiative et la zone convective. Cette
zone de liaison se trouve également à un endroit où il y a de forts
changements du taux de rotation suite aux phénomènes dynamiques que nous
observons.
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
reprise ci-dessous. Ces courants doivent jouer un rôle très important
dans la dynamo magnétique solaire.
La dynamo magnétique A
gauche une coupe dans l'atmosphère du Soleil nous montre
ses différentes composantes dont les zones radiatives et
convectives. A droite un modèle 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. Documents SOHO/MDI. 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. Pour
plus d'information sur la théorie dynamo
Interface
Dynamo par le NCAR/High Altitude Observatory
Solar Dynamo Position
(Stanford University)
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