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Formation des taches solaires

Dossier - À la découverte de l'atmosphère solaire
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Les entrailles du Soleil sont inaccessibles et il est difficile d’observer sa surface avec une bonne résolution. Les chercheurs utilisent donc des expériences numériques pour expliquer les phénomènes qui se déroulent au cœur de son atmosphère. Découvrez les événements solaires et leur simulation dans ce dossier.

  
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Les taches solaires ne se forment pas en un jour. Elles sont le résultat d'un processus dit d'émergence de champ magnétique, qui se déroule pendant plusieurs jours.

Comment se forment les tâches solaires ? © Alfred Hutter, Wikimedia commons, DP

La figure ci-dessous montre une telle évolution. Dans une région initialement calme du Soleil, une modification de la granulation est tout d'abord observée. Soudainement, des structures noires, les pores, apparaissent. Ces pores s'éloignent les uns des autres, se regroupant de part et d'autre du centre coalescent pour former le cœur des futures taches solaires. De plus en plus de pores apparaissent au centre de la zone et vont rejoindre l'une ou l'autre des taches solaires. Au fur et à mesure que ces pores s'agglutinent, l'ombre et la pénombre des taches se créent. Les taches peuvent de plus sembler tourner en partie l'une autour de l'autre, ou bien tourner chacune sur elle-même.

Apparition et évolution d’un groupe de taches à la surface solaire (à gauche) observé par le satellite Soho. À droite, un schéma explique leur structure magnétique. © SDO, Nasa

Taches solaires et polarité magnétique

Les taches solaires se forment ainsi généralement deux par deux. Les taches sont des régions de concentration intense du champ magnétique. De même qu'un aimant a deux pôles magnétiques, chacune des taches correspond à une polarité magnétique opposée. 

Les taches sont ainsi magnétiquement liées l'une à l'autre. En fait, il faut s'imaginer que les taches solaires ne sont que l'intersection, au niveau de la surface solaire, de grands tubes de champ magnétique. L'apparition des taches résulte ainsi de l'émergence, depuis l'intérieur du Soleil, de ces tubes magnétiques (voir la page suivante sur les tubes magnétiques).

Simulation numérique de l’émergence d’un groupe de taches à la surface solaire. © M. Cheung, Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory

Émergence de champ magnétique

Cette phase d'émergence est un grand défi pour les simulations numériques : celles-ci sont particulièrement difficiles, car la « surface » solaire est une région particulièrement complexe. Il s'agit en effet d'une région de transition entre l'intérieur solaire, où les mouvements de la matière dominent le champ magnétique, et l'atmosphère solaire où, au contraire, ce sont les champs magnétiques qui ont le dessus. Il est donc nécessaire d'incorporer dans ces simulations des milieux de physiques très variées.

Parmi les simulations les plus intéressantes de l'émergence des régions actives, celle de Mark Cheung (LMSAL, États-Unis) est particulièrement remarquable. Ces travaux simulent la formation des taches solaires lors de l'apparition d'un tube magnétique au niveau de la surface solaire. Elles permettent de comprendre comment la granulation est initialement perturbée par l'apparition de ce tube, et comment les taches solaires se forment petit à petit. La bande inférieure correspond à une section verticale de la simulation et à l'apparition ainsi qu'à l'élévation vers la surface du champ magnétique.

Simulation numérique de l’émergence d’un groupe de taches à la surface solaire. © Image adaptée de M. Cheung et al., The Astrophysical Journal, 2010

Dans cette simulation, les taches montrent des mouvements de rotation particulièrement importants. C'est la conséquence du choix fait d'utiliser un tube magnétique très torsadé. La torsion des tubes de flux est un paramètre central, car plus le tube est torsadé, plus il apportera de l'énergie aux régions actives, énergie qui pourra ensuite donner lieu aux éruptions solaires.

Comme nous ne pouvons pas voir ce qui se passe sous la surface solaire, nous ne pouvons pas connaître à priori la quantité de torsion présente dans ces tubes magnétiques. Grâce à la simulation numérique, il est possible de tester plusieurs hypothèses. Dans le cas de cette simulation, la rotation simulée étant plus importante que celle habituellement observée au niveau du Soleil, nous pouvons logiquement déduire que la torsion est vraisemblablement trop importante. Il faudra donc réitérer cette expérience numérique en introduisant moins de torsion.