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L'énigme du chauffage de la couronne solaire enfin résolue ?

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Pourquoi la couronne solaire est-elle beaucoup plus chaude que les régions situées juste au-dessous d'elle ? Depuis quelques années, cette vieille énigme semblait en passe d'être résolue grâce aux observations de missions spatiales étudiant le Soleil. Cela semble être aujourd'hui le cas grâce à des résultats quantitatifs précis obtenus à l'aide de simulations numériques par une équipe de chercheurs français.

La surface solaire et son champ magnétique majoritairement « poivre et sel », en dehors des régions des grandes taches solaires, à partir des données du satellite SDO de la Nasa. Les colorations bleues et rouges indiquent des lignes de champs magnétiques qui sortent et entrent de la surface solaire. Au-delà, la structure de la couronne s'étend à des millions de kilomètres. © SDO/Nasa/ Tahar Amari-Centre de physique théorique et S. Habbal / M. Druckmüller

Imaginez quelle serait votre stupéfaction si vous découvriez subitement qu'il est possible de faire bouillir de l'eau en posant une casserole sur un bloc de glace ! Vous aurez alors une idée de la surprise d'un physicien solaire face à l'énigme du chauffage de la couronne du Soleil. Sa température de surface est d'environ 6.000 kelvins mais celle de la couronne, la partie principale de son atmosphère qui s'étend sur des millions de kilomètres, dépassent, elle, le million de degrés. Le fait est connu depuis environ 60 ans et l'idée est même venue qu'il s'agit peut-être d'une violation du second principe de la thermodynamique, lequel veut que la chaleur se propage toujours spontanément d'un corps chaud à un corps froid.

Il existait pourtant des solutions possibles bien moins révolutionnaires comme ont commencé à le comprendre de grands astrophysiciens comme Evry Schatzman dès les années 1940. Des ondes s'élevant de la surface du Soleil peuvent chauffer la couronne. Parmi les candidats très tôt proposés figuraient les ondes d'Alfvén, découvertes par le prix Nobel de physique suédois Hannes Alfvén en couplant les équations de Maxwell de l'électromagnétisme avec les équations de Navier-Stokes de l'hydrodynamique.

Modèle complet illustrant une fine couche de plasma en ébullition, proche de la surface solaire (Surface of sun), responsable de la génération du champ magnétique (Surface magnetic fields) en surface (bleu-rouge). En émergeant sous forme de tubes de lignes de champ (en vert), il crée une « végétation » rappelant une mangrove (Magnetic mangroves), ce qui permet le chauffage des diverses couches de l’atmosphère solaire. © Tahar Amari / Centre de physique théorique.

Des ondes pour une électrodynamique cosmique

Pour lui, la gravitation n'était pas le seul moteur des phénomènes astrophysiques et cosmogoniques. Il fallait impérativement prendre en compte les champs magnétiques et la physique des plasmas en utilisant les lois de la magnétohydrodynamique (MHD). C'est d'ailleurs à Alfvén lui-même que l'on doit en 1942 le nom de cette discipline scientifique qui décrit le comportement d'un fluide conducteur de courant électrique (liquide ou gaz ionisé) en présence de champs électromagnétiques.

Contrairement aux ondes sonores où sont présentes des variations de pression et de densité au sein des milieux dans lesquels elles se propagent, les ondes d'Alfvén dans un plasma de particules chargées plongées dans un champ magnétique reposent sur des déformations des lignes de champ magnétique. On parle d'ailleurs d'ondes de torsions. La prédiction de l'existence de ces ondes a été confirmée en laboratoire dès 1949 par Lundquist, à partir d'études portant sur du mercure plongé dans un champ magnétique.

Depuis quelques années, les arguments en faveur de l'importance des ondes d'Alfvén pour résoudre l'énigme du chauffage paradoxale de la couronne solaire se renforçaient. Et justement, le dernier épisode de cette saga, à lire dans un article publié par le journal Nature, fait intervenir ces ondes. Cette étude a été réalisée par une équipe d'astrophysiciens français Tahar Amari, Jean-François Luciani et Jean-Jacques Aly du Centre de physique théorique (CNRS/École Polytechnique) et du Service d'Astrophysique-Laboratoire AIM (CNRS/CEA/Université Paris Diderot).

En haut : la surface du Soleil selon les données de la mission spatiale Iris de la Nasa, avec en fond la structure dynamique de l’atmosphère chauffée (© Iris/Nasa). En bas : modélisation de l’atmosphère solaire montrant à haute résolution la formation de courants électriques importants qui s’élèvent telles des flammes. © Tahar Amari / Centre de physique théorique

La granulation solaire et les ondes d'Alfvén

Pour venir à bout du problème, les chercheurs ont modélisé numériquement sur les calculateurs du Centre de physique théorique (CNRS/École Polytechnique) et de l'Idris du CNRS la partie supérieure du Soleil ainsi que plusieurs couches de son atmosphère. La couche supérieure du Soleil peut se voir comme un fluide en ébullition dans une casserole formant des cellules de convection, les fameuses cellules de Bénard. En surface, elles forment la granulation solaire. Ces mouvements dans un plasma sont le lieu d'un phénomène de dynamo auto-excitatrice, comme celui à l'origine du champ magnétique de la Terre. Il se forme alors des lignes de champ dont certaines s'élèvent de la surface en formant l'équivalent des racines d'une mangrove.

Les simulations numériques montrent que de multiples micro-éruptions surviennent dans ces racines qui deviennent porteuses de courants électriques très puissants. Ces micro-éruptions sont sous le contrôle de la dynamique des cellules de Bénard. Au final, des ondes d'Alfvén se forment qui montent le long des racines puis progressent le long des troncs regroupant les lignes de champ des racines.

Quelques heures de calculs ont permis d'évaluer la quantité d'énergie transportée par ces ondes au sein de la couronne. Le résultat est tombé : les flux d'énergie étaient précisément ceux nécessaires pour chauffer la couronne et la maintenir à des températures comprises entre un et trois millions de degrés. En bonus, les simulations ont fait apparaître des structures bien observées par les missions d'études du Soleil, à savoir des jets de plasma fins représentant les spicules, ainsi que la matière éjectée qui forme des tornades en retombant.