Les simulations précédentes s'intéressaient à l'apparition et à la formation des taches juste quelques milliers de kilomètres au-dessous et au-dessus de la surface solaire. Or, les tubes magnétiques ont une origine bien plus profonde.

Simulation numérique du transport et de l’élévation d’un tube magnétique (en orange) au sein du Soleil vers la surface. © Image adaptée de Jouve et al., <em>The Astrophysical Journal,</em> 2013 
Simulation numérique du transport et de l’élévation d’un tube magnétique (en orange) au sein du Soleil vers la surface. © Image adaptée de Jouve et al., The Astrophysical Journal, 2013 

Nos connaissances actuelles indiquent que les tubes magnétiques seraient formés près de 200.000 kilomètres sous la surface (ce qui est du même ordre de grandeurordre de grandeur que la distance Terre-Lune).

De la tachocline à la surface solaire

Ils naissent au niveau d'une région nommée la tachoclinetachocline, qui est une région spéciale de l'intérieur solaire, interface entre deux régions de physiquephysique distincte, frontière entre deux domaines où la rotation du Soleil est différente.

Les tubes de flux doivent ainsi migrer de la tachocline à la surface solaire. Ces régions n'étant pas observables, seule la simulation numériquesimulation numérique permet d'étudier et de tester ce processus.

Les simulations de Laurène Jouve, de l'université Paul-Sabatier à Toulouse sont un modèle du genre. Ces simulations sont faites grâce au supercalculateur du Genci. Elles montrent l'émergenceémergence d'un de ces tubes magnétiques (en orange) depuis la tachocline (en bleu) dans l'hémisphère nordhémisphère nord du SoleilSoleil.

Formation des tubes magnétiques

Nous constatons que ces tubes magnétiques ne montent pas simplement, mais que leur géométrie est en partie déformée par les mouvementsmouvements de la matièrematière solaire dans la partie externe de l'intérieur solaire. Cela montre qu'en observant simplement les taches au niveau de la surface solaire, il n'est pas possible de remonter au mécanisme de formation des tubes magnétisés au niveau de la tachocline, milieu qui échappe à l'observation directe.

Heureusement, ce type d'études permet de relier ces deux milieux. En réalisant plusieurs simulations de ce type, en utilisant différentes hypothèses au niveau de la tachocline, nous obtenons éventuellement différents comportements des tubes magnétiques au niveau de la surface, correspondant par exemple à différentes tailles des taches solaires, à différents lieux où elles apparaissent à la surface solaire.

Les sorties de chacune de ces simulations peuvent être comparées à des observations réelles. En prenant celles qui donnent le meilleur accord, il est ainsi possible de déterminer dans quelles conditions le champ magnétique se forme et de valider ou invalider les hypothèses faites initialement.


Simulation numérique vidéo du transport et de l’élévation d’un tube magnétique (en orange) au sein du Soleil vers la surface. © Laurène Jouve, Institut de recherche en astrophysique et planétologie, université de Toulouse

Il devient ainsi possible de saisir le mécanisme de formation du champ magnétique solaire, bien que celui-ci ne soit pas directement observable par nos instruments. Les simulations numériques sont ainsi particulièrement importantes pour comprendre le cycle d'activité du Soleil dans son ensemble.