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Le champ magnétique du Soleil

La dynamo solaire (IV)

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 avec très peu de taches sombres)

- Le déplacement des taches selon la loi de Schperer (la figure 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 ladite 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.

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 engendrée par cet effet Alpha formerait les groupes de taches obéissant à la loi de Joy (inclinaison des groupes) et créerait l'inversion du champ magnétique d'un cycle de taches solaires à l'autre (loi de Hale).

Malheureusement, même en combinant les modèles de la dynamo solaire avec les modèles internes du Soleil et de l'activité solaire de surface, jusqu'à présent les astrophysiciens ne parvenaient pas à comprendre pourquoi l'activité du Soleil suit un cycle régulier de ~11 ans. Ils ont donc vérifié s'il n'existait pas de variables supplémentaires que les modèles ne prenaient en compte et ont finalement découvert que l'effet des marées planétaires longtemps ignoré était finalement significatif.

L'effet des marées planétaires sur le cycle solaire

Si l'activité magnétique du Soleil explique en grande partie le cycle solaire, elle ne l'explique pas totalement. C'est pourquoi l'équipe de Frank Stefani de l'institut allemand Helmholtz-Zentrum Dresden-Rossendorf a étudié l'effet des forces de marée de Vénus, de la Terre et de Jupiter et découvrit qu'elles influencent le champ magnétique solaire au point de régir le cycle solaire. En effet, les scientifiques ont systématiquement comparé les observations historiques de l'activité solaire des mille dernières années - soit 90 cycles solaires - avec les configurations planétaires, prouvant statistiquement que les deux phénomènes étaient corrélés avec une précision "chronométrique" pour reprendre l'expression des chercheurs. Les résultats de leur étude furent publiés dans la revue "Solar Physics" en 2019.

Évolution spatio-temporelle d'un modèle simple de dynamo α – Ω pour un processus Ω pur et deux différentes intensités de rotations différentielles ωo=170 (a)-(c) et ωo=250 (d)-(f). Les panneaux supérieurs (a) et (d) représentent B(θ,t), les deux panneaux centraux (b) et (e) présentent A(θ,t) et les deux panneaux inférieurs (c) et (f) présentent ω(θ,t). Notez la direction inversée (incorrecte) de la figure en papillon pour ωo=170 (a) et la direction correcte pour ωo=250 (d). Dans tous les cas, le flux toroïdal (a) et (d) est principalement transporté le long des isolignes de ω(θ,t) (voir (c) et (f)) selon la règle de Yoshimura. Document F.Stefani et al. (2019) adapté par l'auteur.

Comme l'attraction de la Lune agit sur les océans en créant les marées (cf. ce schéma), les planètes sont capables de déplacer le plasma chaud à la surface du Soleil. Les forces de marée sont les plus fortes lorsque l'alignement Vénus-Terre-Jupiter est maximal, une configuration qui se produit... tous les 11.07 ans ! Serait-ce une coïncidence avec le cycle solaire ? En fait, l'effet est trop faible pour perturber de manière significative le flux dans la zone convective du Soleil, raison pour laquelle la coïncidence temporelle a longtemps été négligée. Cependant, les chercheurs du HZDR ont trouvé la preuve qu'un mécanisme indirect potentiel pourrait influencer le champ magnétique solaire par le biais des forces de marée : il s'agit des oscillations de l'instabilité de Tayler, un effet physique qui, à partir d'un certain niveau de courant peut modifier le comportement d'un conducteur liquide ou d'un plasma. S'appuyant sur ce concept, les scientifiques ont développé leur premier modèle en 2016. Depuis, ils ont affiné ce modèle qu'il ont utilisé dans leur nouvelle étude pour présenter un scénario plus réaliste.

Dans le plasma chaud du Soleil, l'instabilité de Tayler perturbe le flux et le champ magnétique, réagissant elle-même de manière très sensible à des forces infimes. Ainsi, une petite augmentation d'énergie suffit pour que les perturbations oscillent entre l'hélicité droite et hélicoïdale (la projection du spin sur la direction du moment cinétique). La force nécessaire pour y parvenir peut être induite par les forces de marée planétaires tous les 11 ans - définissant également le rythme auquel le champ magnétique inverse la polarité du Soleil. En résumé, il existerait un lien entre la dynamo solaire et les marées planétaires.

Dans le scénario standard d'une dynamo, la rotation du Soleil et le mouvement complexe du plasma solaire créent un champ magnétique changeant de façon cyclique. Deux effets sont en interaction. Le plasma tournant plus rapidement à l'équateur du Soleil qu'aux pôles conduit à l'effet Oméga, c'est-à-dire que les lignes de champ magnétique figées dans le plasma s'étendent autour du Soleil et convertissent le champ magnétique en un champ aligné presque parallèlement à l'équateur du Soleil. L'effet Alpha décrit un mécanisme qui tord les lignes de champ magnétique en le forçant dans une direction nord-sud.

La cause exacte de l'effet Alpha est encore débattue. Le modèle de Stefani indique que l'instabilité de Tayler en est en partie responsable. Les chercheurs considèrent que le scénario le plus plausible est celui dans lequel la dynamo solaire classique est combinée aux modulations excitées par les planètes; autrement dit le cycle de la dynamo est synchronisé avec les marées. Selon Stefani, grâce à ce nouveau modèle "nous sommes en mesure d'expliquer des effets jusqu'alors difficiles à modéliser tels que les "fausses" hélicités observées avec les taches solaires ou le fameux double pic de la courbe d'activité du Soleil. "

En plus d'influencer le cycle de 11 ans, les forces de marée planétaires peuvent également avoir d'autres effets sur le Soleil. Par exemple, il est également concevable qu'elles modifient la stratification du plasma dans la région de transition entre la zone radiative interne et la zone de convection externe du Soleil (la tachocline) de telle sorte que le flux magnétique serait conduit plus facilement. Dans ces conditions, l'ampleur des cycles d'activité pourrait également être modifiée, comme ce fut le cas auparavant durant le Minimum de Maunder (le mini Age glaciaire), lorsque l'activité solaire a fortement diminué pendant une longue période.

À long terme, un modèle plus précis de la dynamo solaire aiderait les scientifiques à quantifier plus efficacement les processus liés au climat, tels que la météo spatiale, et peut-être même à améliorer un jour les prévisions climatiques. Les nouveaux modèles de calcul signifient également qu'en plus des forces de marée, d'autres mécanismes, jusqu'ici négligés, devraient être intégrés à la théorie de la dynamo solaire, des mécanismes développant des forces faibles mais qui peuvent néanmoins avoir un impact majeur. Pour pouvoir également étudier cette question fondamentale en laboratoire, les chercheurs mettent actuellement en place une nouvelle expérience sur les métaux liquides au HZDR.

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 les illustrations présentée ci-dessous. Ces courants joue un rôle très important dans la dynamo magnétique solaire.

A lire : Solar Dynamo, Scholarpedia

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 sur l'hémisphère droit 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. Notons que sur ce schéma qui date de 1997, il n'existe qu'une seule cellule de courant méridional. Au centre, en étudiant les différences de vitesses des courants méridionaux, y compris en profondeur, en 2013 les astronomes ont découvert l'existence d'une double cellule méridionale mais à l'époque on évoquait encore une seule dynamo. A droite, simulation de la circulation méridionale avec un gros-plan sur la zone de convection et la double cellule de circulation méridionale. 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/ESA/U.Stanford-SOI, Junwei Zhao et al. et Gopal Hazra et al.

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.

Comme on le voit ci-dessus au centre, en 2013 l'équipe de Junwei Zhao de l'Université de Stanford mis en évidence une double circulation cellulaire méridionale dans la zone convective du Soleil. Malgré cette découverte, les chercheurs admettaient que le profil de la circulation méridionale n'obéissait pas au modèle de la dynamo (ce que Paul Charbonneau de l'Université de Montréal avait déjà noté en 2010). Ce modèle a donc finalement été révisé.

Une deuxième dynamo

Un nouveau modèle dynamo du cycle solaire fut présenté au cours du meeting National Astronomy qui s'est tenu en 2015 à Llandudno au pays de Galles par la mathématicienne et astrophysicienne solaire Valentina Zharkova de l'Université de Northumbria. Ce modèle est capable de prédire avec beaucoup plus de précision les irrégularités observées dans le cycle solaire de 11 ans. Petit rappel.

Il y a encore quelques décennies, on pensait 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.

De plus, depuis près de deux siècles qu'on étudie le cycle solaire (en 1776 mais de manière systématique depuis 1826, cf. D.Hathaway, 2015), les astronomes ont constaté que sa période varie entre 10 et 12 ans. Mais chaque cycle est différent et aucun  modèle n'explique ces irrégularités. Les astrophysiciens ont donc suggéré que l'origine de ces fluctuations étaient enfouies dans la dynamo solaire entretenue par la convection.

Suite à ces observations, Zharkova a proposé d'ajouter une deuxième dynamo près de la surface solaire. Ce nouveau modèle de dynamo est divisé en deux couches, l'une proche de la surface et une autre profondément enfouie dans la zone convective. Les deux composantes ou ondes ont une période proche de 11 ans bien que leur fréquence soit légèrement différente et décalée dans le temps. C'est cette désynchronisation progressive qui affecte l'activité solaire.

Ce modèle est le résultat d'une analyse du champ magnétique basé sur les observations réalisées par les astronomes de l'Observatoire Solaire Wilcox en Californie qui ont examiné trois cycles de l'activité magnétique solaire couvrant la période 1976-2008. En  complément, ils ont comparé leurs prédictions avec le nombre de taches sombres, un autre marqueur important de l'activité solaire. Selon Zharkova, en tenant des ondes se propageant dans chacune des hémisphères solaires et en combinant leurs effets, les prédictions sont corrélées à 97% avec les observations.

Si on applique ce modèle aux prochains cycles solaires, il prédit un décalage des ondes plus important durant le Cycle 25 (paroxysme en 2022) et un Cycle 26 (décennie 2030 avec un minimum vers 2040) avec des ondes en opposition de phase dans les deux hémisphères ayant pour conséquence de perturber leurs interactions voire de les annuler. Cela aura pour effet de réduire l'activité solaire de 60% par rapport à la moyenne.

Selon Zharkova, cette désynchronisation conduira aux même caractéristiques que celles du "Minimum de Maunder" précité au cours duquel on observa outre un climat glacial en Europe mais également un nombre anormalement faible de taches sombres (SSN quasi nul) entre ~1645 et 1715. Ainsi, comme l'ont expliqué John Beckman et Terence Mahoney de l'Institut d'Astrophysique des Canaries dans un article publié en 1998, sur une période de 28 ans (1672-1699) l'astronome allemand Gustav Spörer (1822-1895) dénombra à peine 50 taches sombres alors que de nos jours sur une période équivalente on dénombre entre 40000 et 50000 taches sombres. Pourquoi ? Selon le modèle de la double dynamo, quand les ondes sont en phase, on observe une forte activité solaire. En revanche, lorsque les ondes sont en opposition de phase, l'activité est en sommeil pendant plusieurs décennies avec des impacts climatiques. Nous verrons d'ici une génération si ce modèle tient ses promesses. Rendez-vous vers 2035-40.

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 du centre Ames de la NASA 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

From emergence to eruption : simulation of a solar flare, NCAR & UCAR (YouTube)

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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