Extrapolations   des   champs

magnétiques    solaires   au   LESIA



 
 

    Cette page contient des informations sur la physique de plusieurs phénomènes de l'atmosphère solaire, et sur l'intértêt d'effectuer des extrapolations du champ magnétique vers la couronne pour mieux les comprendre. Pour chaque phénomène, un lien est donné vers des résultats d'extrapolations obtenus par notre groupe.

    Les calculs ont été effectués avec des codes d'extrapolation développés au Département d'Astrophysique Solaire de l'Observatoire de Paris (LESIA). Ces codes sont BLFFF et BLMHS. Ils font partie des codes de la base FRench Online MAGnetic Extrapolations (FROMAGE).
 
 


 
 

  •  Les régions actives :
    •     Les régions actives sont des structures de l'atmosphère solaire formées par de grandes boucles magnétiques localisées dans la couronne. Les points d'ancrage de ces boucles dans la photosphère sont localisés dans des régions de champ magnétique intense (B~0.01 Tesla dans les plages et B~0.3 Tesla dans les taches solaires).

        Ces boucles sont composées de plasma, qui est piégé dans le champ magnétique. La forme du champ B est donc partiellement identifiable a partir de la forme des boucles observées (typiquement en UV ou en rayons X). Il est nécessaire d'effectuer des reconstructions théoriques afin d'obtenir les valeurs des composantes du champ B dans les 3 directions de l'espace, ainsi que la distribution des courants électriques qui les parcourent.


     

  •  Les éruptions confinées :
    •     Sur les échelles typiques de la couronne solaire, le champ magnétique se diffuse très peu dans le temps. La libération de l'énergie magnétique EB ne peut alors s'effectuer que sur des très petites échelles. Ces petites échelles sont naturellement présentes lorsque la ``topologie'' du champ B est complexe. Cela signifie que la connectivité des lignes de champ (ou observationnellement, les boucles magnétiques) au niveau de la photosphère présente de très forts gradients, voire est discontinue. Dans le premier cas, on est en présence d'une ``quasi-séparatrice'', et dans le second, on a affaire à une vraie ``séparatrice''.

        Dans de tels cas, le phénomène physique de ``reconnexion magnétique'' peut avoir lieu. Il consiste à briser des lignes de champ à l'endroit où, lorsqu'elles rentrent en contact, des forts courant électriques sont générés, puis à les recoller d'une manière diffente de celle dans laquelle elles étaient initiallement. Ce mécanisme permet la libération de EB. C'est le principe physique qui régit les éruptions solaires.

        La compréhension des éuptions solaires passe donc par l'identification des lieux possibles pour la reconnexion, donc de la connaissance de la topologie du champ B. Malheureusement, toutes les lignes de champ magnétiques ne sont pas matérialisées sous la forme de boucles observables, car le plasma peut y être trop dilué ou à une température ne correspondant pas celle(s) observée(s) avec les instruments qui observent ces boucles. Grâce aux reconstructions théoriques, il est possible de calculer la connectitvité de toutes les lignes de champ, et donc de connaitre la topologie du champ B.


     

  •  Les filaments & protubérances:
    •     Les filaments solaires sont des structures étroites (~ 5,000 km) et allongées (de 50,000 à plusieurs fois 100,000 km) typiquement observés sur le disque solaire en absorption en Halpha dans le visible (voir les images 1 et 2). Lorsqu'ils sont observés en émission au limbe (bord) solaire, on les appelle des protubérances (voir les images 3 et 4). Leur hauteur est typiquement comprise entre 20,000 et 100,000 km. Malgré les déplacements de plasma fréquemment observés dans les protubérances, la structure de ces objets est très stable : leur durée de vie est de l'ordre de une à plusieurs semaines.

         Il existe des mesures du champ magnétique B par effet Hanle (par dépolarisation de la lumière) dans les protubérances observées au limbe. Malheureusement, elles ne peuvent pas être effectuées facilement, et elles n'ont jusqu'à présent donné que des grandes tendances pour la géométrie du champ B à haute altitude (>10,000 km) : le champ est horizontal, il croît avec la hauteur et il a une orientation inverse par rapport à celle qui serait donnée par une configuration en boucles classiques. La connaissance précise de la configuration du champ B dans ces objets nécessite d'effectuer des reconstructions théoriques.

       Les modèles théoriques montrent que ces objets sont les plus grandes structures de la couronne solaire dans lesquelles le champ B est très cisaillé. De plus, de nombreuses éjections de masse coronale (CMEs) sont associées à des éjections de protubérances (voir les images 5 et 6). L'une des motivations pour leur étude est donc dû au fait qu'elles constituent un laboratoire idéal pour la compréhension de la structre des champs cisaillés et de leur éjection sous la forme de CMEs.
     

  • Les éjections de masse coronale (CMEs) :
    •     Les éjections de masse coronale (CMEs) sont des structures de plasma magnétisé qui s'éjectent du Soleil et qui se propagent dans le vent solaire vers le milieu interplanétaire. L'interaction de ces nuages magnétiques avec la magnétosphère terrestre constitue l'un des principaux aspects des relations Soleil-Terre.

        Afin de pouvoir protéger les ressources susceptibles d'être affectées par ces effets, il est nécessaire de prédire les perturbations induites dans l'ionosphère et dans la magnétosphère terrestre. On sait par les observations que Le déclenchement dans la basse couronne des CMEs est souvent associé à des éjections de protubérances, ou bien à des régions actives. Dans les deux cas, les CMEs peuvent se produire du fait que le champ magnétique B est parcouru par des courant électriques très intenses. On dit dans ce cas que le champ magnétique est cisaillé.

        Bien que cette condition soit nécessaire, elle n'est pas toujours suffisante. Les reconstructions théoriques permettent de révéler plusieurs conditions nécessaires au déclenchement des CMEs. Les résultats des reconstructions de champ B à l'équilibre peuvent alors aussi être utilisées comme conditions initiales pour des modélisations numériques en magnétohydrodynamique (MHD).