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Origine du champ magnétique du Soleil

Simulation de la rupture d'une boucle de champ magnétique solaire avec l'émission d'une CME stealth (400-700 km/s) dont voici l'animation (GIF de 3.7 MB). Document NASA-GSFC.

Introduction (I)

A l'image de bon nombre de phénomènes célestes, le magnétisme est la clé de la compréhension du Soleil. Comme toutes les étoiles actives et relativement "froides", le Soleil présente un champ magnétique. Bien que les hypothèses soient encore nombreuses, on pense qu'il est produit par effet dynamo (voir page 3) à la base de la zone convective (~1/3 du rayon du Soleil). A la surface du Soleil, ce champ magnétique se concentre surtout dans les taches sombres, où il atteint une intensité[1] d'environ 0.3 Tesla soit 3000 Gauss, environ 5000 fois plus intense que le champ géomagnétique ! Notons que les champs maximaux qui peuvent être produits dans la couche convective sont d'environ 10000 Gauss.

C'est en 1919 que le physicien et mathématicien irlandais Sir Joseph Larmor de l'Université de Cambridge proposa la théorie selon laquelle les taches solaires étaient formées par un effet de dynamo auto-excitée sur lequel nous reviendrons. Nous verrons quand nous étudierons le champ magnétique terrestre, que Larmor 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 correcte.

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 de tous les phénomènes qu'on observe à la surface du Soleil qu'il s'agisse des taches sombres ou des éruptions.

On suppose qu'il reste également un champ magnétique fossile datant de la formation du Soleil sous la couche convective, au centre du Soleil, champs qui force une rotation rigide du gaz. Cependant, les mesures de ce champ sont très difficiles et pn ne connaît pas son intensité qui peut juste être estimée sur base des modèles d'évolution stellaire. On reviendra sur la structure et l'évolution de ce champ magnétique un peu plus loin.

Comment mesure-t-on le champ magnétique ? Les lignes de force du champ magnétique ont la faculté de changer la direction du mouvement des particules chargées telles que les électrons et les ions. 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. Ce phénomène se mesure au moyen d'un magnétographe vectoriel tel celui utilisé au sol par la NASA, le Kitt Peak (SOLIS) ou l'IfA d'Hawaii (Observatoire Solaire Mees) ou embarqué à bord de satellites étudiant le magnétisme comme Hinode dans le cas du Soleil.

L'effet Zeeman

Qu'est-ce qui nous prouve l'existence d'un champ magnétique solaire ? En 1908, George Ellery Hale (1868-1938) de l'Observatoire du Mont Wilson découvrit l'effet Zeeman dans les raies d'absorption des taches solaires. Grâce à cette découverte les astronomes se sont rendus compte que l'activité du Soleil était régie par le magnétisme.

A gauche, le champ magnétique produit par un aimant provoque un élargissement de cette raie du sodium. A droite, le spectre de cette tache solaire montre une triple raie du Fer à 5250.2 Å témoignant de l'existence d'un champ magnétique de 4130 Gauss. Documents NASA-MSFC et AURA/NOAO/NSF.

L'effet Zeeman permet en effet d'évaluer l'intensité du champ magnétique qui peut être déterminé à partir de la séparation des raies d'absorption, tandis que la direction du champ se déduit du sens de la polarisation de ses composantes.

Si les taches sombres 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 génèrent des éruptions solaires qui peuvent parfois produire des effets très importants dans la haute atmosphère terrestre comme nous le verrons à propos des aurores, des défaillances des satellites et dans les pages anglaises consacrées aux perturbations ionosphériques. Les émissions plus puissantes peuvent même perturber le plan de vols des avions volant à haute altitude et empêcher les astronautes en orbite de réaliser leurs activités extravéhiculaires (EVA).

On sait aujourd'hui que c'est à l'endroit où les lignes de force de ce champ magnétique percent la surface solaire qu'apparaissent les taches sombres et les éruptions dont l'évolution suit le cycle de l'activité du champ magnétique. C'est également grâce aux lignes de force du champ magnétique que les protubérances restent en sustentation, s'élèvent verticalement ou prennent la forme d'arches au-dessus de la surface du Soleil et c'est encore le champ magnétique qui donne leur formes aux structures qui apparaissent dans la couronne.

Les champs magnétiques sont donc à la source virtuelle de tous les détails qu'on observe à la surface du Soleil. Sans ces champs magnétiques le Soleil serait une étoile bien ennuyeuse à regarder. Ceci dit, nous verrons plus loin que même lorsque la surface du Soleil ne présente aucune tache, son activité magnétique peut être au maximum.

Ci-dessus à gauche, la surface solaire observée en lumière blanche le 3 août 2000. Les taches sombres sont l'une des manifestations visibles de l'activité du champ magnétique émergeant des profondeurs du Soleil. Au centre, un magnétogramme réalisé le même jour dans la raie du Na I à 589.59 nm préparé par David H. Hathaway sur base de données recueillies dans le cadre du programme GONG de la NOAO. Noter les nombreuses inversions de polarité rouge/bleue, tant dans la granulation que dans les zones actives des taches. Cliquer sur l'image pour lancer une séquence (4.3 MB Mpeg) montrant l'évolution du champ magnétique solaire durant un mois. A droite, une image polarisée du Soleil superposée à un magnétogramme obtenue par le KPNO mettant en évidence la polarisation des groupes de taches bipolaires.

D'où provient le champ magnétique du Soleil et comment agit-il ? Selon les modèles de dynamo sur lesquels nous reviendrons et en particulier selon la théorie du "tube de flux" proposé en 1996 par Gianna Cauzzi de l'Observatoire d'Astrophysique d'Arcetri à Florence et son équipe (et affiné depuis, notamment en 2001 par William P.Abbett de l'Université de Berkeley, cf. cette présentation), le champ magnétique prend naissance dans les profondeurs du Soleil, dans la zone de convection comme on le voit ci-dessous à gauche.

Contrairement à ce qu'on pensait il y a encore une génération, les modèles les plus récents indiquent que cette dynamo n'est pas entièrement localisée dans une fine couche à la base de la zone de convection, dans la région de la tachocline qui sépare la zone radiative qui occupe un tiers du rayon du Soleil de la zone de convection. Elle se développe sans doute dans une bonne partie du volume de la zone de convection, avec même une composante proche de la surface. Les simulations indiquent que la dynamo est vraisemblablement plus globale et plus complexe que simplement limitée à la tachocline. On reviendra sur la dynamo solaire (page 3).

A consulter : Subsurface Evolution of Active Region Flux Tubes (animations), UCAR

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

A gauche, dans les modèles de dynamo, le modèle du tube de flux magnétique explique la formation des taches sombres et l'éruption des protubérances à la surface du Soleil. Voir le texte pour les explications. A droite, un arrêt sur image d'une simulation sur plusieurs décennies de la composante magnétique toroïdale (zonale) au niveau de la tachocline du Soleil. Les intensités sont indiquées en Tesla (1 Tesla = 10000 Gauss, du rouge au jaune pour une composante de plus en plus intense et positive (pointant vers la droite soit dans la direction prograde par rapport à la rotation du système et du bleu au vert pour une composante négative pointant en sens contraire). Le champ magnétique axisymétrique est visible à grande échelle mais est antisymétrique par rapport au plan équatorial en raison de l'inversion de polarité nord-sud. C'est ce système de flux magnétique toroidal qui est à l'origine des tubes de flux à l'origine des taches sombres. La partie (A) montre une projection Mollweide (longitude/latitude) au niveau de la tachocline à r/R=0.71) tandis que la partie B montre sa moyenne zonale dans le plan méridien (coupe verticale). Les traits blancs indiquent la tachocline. Voici une autre image agrandie de la projection Mollweide. Voir le lien pour l'animation .mpeg. Documents T.Lombry et Paul Charbonneau/U.Montréal.

Comment évolue un tube de flux ? Sous l'effet combiné de la pression magnétique, du gradient de vitesse de rotation en fonction de la latitude (l'effet de la rotation différentielle illustré plus bas) et le mouvement vertical de la convection, les lignes du champ de force se resserren, formant un tube de flux magnétique globalement parallèle à l'équateur solaire comme on le voit ci-dessus à gauche (illustré par le trait blanc ondulé au-dessus de la tachocline). Les lignes de forces s'enroulent ensuite légèrement autour de leur axe, formant un tube légèrement torsadé dit toroïdal. C'est autour des lignes de ce champ de force que le plasma chargé s'enroule ensuite. Lorsque ce champ devient suffisamment intense, à l'image des effets d'une turbulence il se produit une instabilité. Une portion de ce tube de flux parvient à vaincre la force de tension qui le maintient horizontalement et par un effet équivalent à la poussée d'Archimède mais dans un milieu magnétohydrodynamique (MHD) qu'on appelle la flottaison magnétique, il s'élève vers la surface en formant un tube de flux toroïdal. Arrivé en surface, une boucle en forme d'Oméga (Ω) émerge alors au travers de la photosphère dont les pieds enracinés dans la zone de convection présentent une polarité magnétique opposée (la grande boucle blanche ci-dessous à gauche). Elle devient une région active caractérisée par des taches sombres bipolaires où se développe l'activité solaire.

Les tubes de flux sont généralement parallèles à l'équateur, présentant une rotation de seulement 5 et 15° par rapport à l'équateur. Généralement, le tube de flux se fragmente à l'approche de la surface et les petits éléments de flux peuvent alors subir des rotations plus fortes, ce qui conduit parfois à un mélange des polarités des taches individuelles à l'intérieur d'une même région active. C'est notamment le cas dans les groupes de taches sombres très étendus (50000-200000 km de longueur).

Les groupes de taches bipolaires

Le tube de flux magnétique émerge à la surface du Soleil sous forme de boucle marquant une désorganisation locale du champ magnétique. Ces zones deviennent des facules dans lesquelles se forment les taches et les protubérances. Ces facules présentent un champ de force concentré dans une surface beaucoup plus petite que celui présent dans les taches sombres.

Evolution des lignes de force du champ magnétique solaire au fil des rotations. Notez le développement de groupes de taches solaires bipolaires. A droite, la structure bipolaire des taches sombres, celle des protubérances et de la couronne doivent leur forme à l'activité magnétique qui dessine un réseau complexe de lignes de force. Documents Addison Wesley et Mausumi Dikpati, NCAR adaptés par l'auteur.

Les groupes de taches sombres bipolaires sont constitués d'une tache de tête et d'une tache de queue. 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.

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.

A voir : Simulation du champ magnétique solaire, NASA-GSFC

A gauche,le champ magnétique associé à un groupe de taches bipolaires (en jaune les champs positifs, en bleu les champs négatifs). A droite, simulation de l'activité globale du champ magnétique solaire en tenant compte de toutes les instabilités en surface (voir aussi la vidéo ci-dessus). Documents NASA/SDO et NASA-GSFC.

Les éruptions solaires

Pour comprendre et pouvoir prédire les éruptions solaires (éruptions chromosphériques et CME) et les autres structures comme les filaments et les spicules sur lesquelles nous reviendrons, il faut analyser la structure du champ magnétique autour des taches solaires que l'on mesure au moyen d'un magnétographe vectoriel ou d'un spectropolarimètre équipé de filtres (instrument SOT ou MDI) comme en est équipé le satellite SOHO ou Hinode d'observation du Soleil. Si cette structure se torsade et s'inverse toutes les conditions sont remplies pour que les lignes du champ magnétique se reconnectent en provoquant une libération explosive d'énergie. Voyons ce mécanisme en détail en allant du plus simple vers le plus complexe.

L'image du groupe de taches présentée ci-dessous au centre présente en bleu les lignes neutres qui séparent les zones de champ magnétique opposé. 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 centre 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.

Le phénomène d'inversion magnétique. A gauche, la région active AR6659 photographiée en Hα le 10 juin 1991. Au centre, la même image sur laquelle est superposé un magnétogramme vectoriel mesuré à 525 nm dans la raie du fer. Cliquer sur l'image pour lancer l'animation (GIF de 2.2 MB) sur laquelle sont enregistrés deux éruptions : une de classe M6.4 entre 13h53-15h27 TU et une de classe M3.2 entre 16h53-18h01 TU. A droite, gros plan sur le phénomène d'inversion (shearing) dans la région neutre qui sépare les deux régions actives. Consulter le texte pour les explications. Document NASA-MSFC.

Grâce à des instruments toujours plus performants, en l'espace de quelques décennies les astrophysiciens solaires ont découvert que l'activité des éruptions était étroitement associée avec l'inversion des champs magnétiques dans les groupes de taches sombres. 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. Mais ils doivent encore comprendre les subtiles réactions qui se développent dans la couronne solaire, d'où l'intérêt d'envoyer la sonde spatiale Parker Solar Probe explorer de près le Soleil en 2018. On y reviendra à propos des missions spatiales.

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 illustrée ci-dessous à gauche explique l'émergence de boucles de champs magnétiques en surface, 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 pouvaient 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 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.

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.

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 %.

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 solaires. 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) mis 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.

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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[1] Dans de nombreuses publications, l'intensité des champs magnétiques B et H est souvent assimilée à celle du "champ magnétique" ou on associe le champ magnétique au seul champ B, réservant le champ H aux milieux continus (aux phénomènes macroscopiques). Or selon la terminologie officielle, l'intensité du champ magnétique ne concerne que le champ H qui s'exprime en ampère par mètre (A/m), tandis que le champ B (l'induction magnétique) s'exprime en tesla (ou anciennement en Gauss). La densité de flux magnétique dΦ représente le produit de l’intensité du champ magnétique B par la surface (dΦ=B.dS) et s'exprime en Weber/m2 (1 Wb/m2 = 1 T = 10000 G).


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