Astronomie et cosmologie

Le champ magnétique solaire

Les connaissances sur le champ magnétique solaire reste encore à débat.

Il naît du déplacement du gaz ionisé au sein de l'étoile. Particules électrisées et magnétismes sont en effet liés: par exemple, dans un électroaimant, la circulation des électrons dans un fil crée un champ magnétique. A l'inverse, dans une dynamo, un champ tournant induit un courant électrique.

En 1961, Horace Babcock a proposé un modèle simplifié de déformation des lignes de champ de notre étoile. Au début d'un cycle, les lignes vont d'un pôle à l'autre, comme sur la Terre (schema n°1).

Puis, comme l'équateur tourne plus vite que les pôles, elles s'étirent et s'enroulent autour du Soleil (schema n°2).

Lorsque les lignes percent la surface solaire, des tâches apparaissent (schema n°3).

En fin de cycle, les lignes sont si déformées, qu'elles se romptent (un peu comme une roche qui a dépassé son seuil de plasticité) et se réorganisent. Un nouveau cycle démarre alors avec les pôles magnétiques inversés.

Ce modèle simplifié permet d'expliquer l'orientation Est - Ouest des paires de tâches solaires ou l'inversion de la polarité dans les hémisphères Nord et Sud.

Rappel sur les tâches solaires

Les tâches solaires sont des points sombres à la surface du Soleil. Sombres car plus froids : il ne font "que" 3500°C, contre 5500°C pour le reste de la photosphère.

Mécanismes :

Grâce à la sismologie, on peut en déduire la température et les mouvements de matières sous la surface du Soleil. Le gaz de la tâche solaire, plus froid (en bleu foncé) et donc plus lourd (c'est à dire plus dense), s'enfonce. A 4500 km de profondeur, il rencontre le gaz chaud (en rouge) venu des profondeurs. Il est alors évacué vers les côtés.