Astronomie

Comment le champ magnétique est-il généré au-dessus du soleil ?

Comment le champ magnétique est-il généré au-dessus du soleil ?

La théorie de la dynamo suggère comment le champ magnétique est généré sur Terre. En raison de l'écoulement du magma qui contient du fer en fusion, un champ magnétique est généré sur terre. Mais comment le champ magnétique est-il généré au-dessus du soleil ?


L'intérieur du Soleil est partiellement ou totalement ionisé et supporte donc la circulation des courants électriques. Le champ magnétique solaire s'explique par une dynamo solaire qui convertit l'énergie cinétique des flux de fluides chargés électriquement dans le Soleil (en raison de la rotation différentielle et de la convection) en énergie électromagnétique.


La théorie actuellement acceptée de l'évolution du système solaire stipule que le système solaire provient d'un nuage de gaz en contraction. Au fur et à mesure que le nuage se contracte, le moment angulaire L doit être conservé. Toute petite rotation nette du nuage entraînera une augmentation de la rotation à mesure que le nuage s'effondre, forçant le matériau à former un disque en rotation. Au centre dense de ce disque se forme une protoétoile, qui tire de la chaleur de l'énergie gravitationnelle de l'effondrement. Au fur et à mesure que l'effondrement se poursuit, la vitesse de rotation peut augmenter au point où la protoétoile en accrétion peut se briser en raison de la force centrifuge à l'équateur.

Ainsi, le taux de rotation doit être freiné pendant les 100 000 premières années de la vie de l'étoile pour éviter ce scénario. Une explication possible du freinage est l'interaction du champ magnétique de la protoétoile avec le vent stellaire. Dans le cas de notre propre Soleil, lorsque les moments angulaires des planètes sont comparés à ceux du Soleil, le Soleil a moins de 1% de son moment angulaire supposé. En d'autres termes, le Soleil a ralenti sa rotation alors que les planètes ne l'ont pas fait.

Le matériau ionisé capturé par les lignes de champ magnétique tournera avec le Soleil comme s'il s'agissait d'un corps solide. Au fur et à mesure que le matériau s'échappe du Soleil à cause du vent solaire, le matériau hautement ionisé sera capturé par les lignes de champ et tournera avec la même vitesse angulaire que le Soleil, même s'il est transporté loin de la surface du Soleil, jusqu'à ce qu'il finisse par s'échapper. . Cet effet de transporter la masse loin du centre du Soleil et de la jeter ralentit la rotation du Soleil. [1] [2] Le même effet est utilisé pour ralentir la rotation d'un satellite en rotation ici, deux fils enroulent les poids à une distance ralentissant la rotation des satellites, puis les fils sont coupés, laissant les poids s'échapper dans l'espace et cambriolant définitivement le vaisseau spatial de son moment cinétique.

Comme le matériau ionisé suit les lignes de champ magnétique du Soleil, en raison de l'effet des lignes de champ gelées dans le plasma, les particules chargées ressentent une force F > de l'ampleur :

Puisque la force du champ magnétique diminue avec le cube de la distance, il y aura un endroit où la pression cinétique du gaz P g > du gaz ionisé est suffisamment important pour se détacher des lignes de champ :

où n est le nombre de particules, m est la masse de la particule individuelle et v est la vitesse radiale loin du Soleil, ou la vitesse du vent solaire.

En raison de la conductivité élevée du vent stellaire, le champ magnétique à l'extérieur du soleil diminue avec le rayon comme la densité de masse du vent, c'est-à-dire qu'il diminue selon une loi carrée inverse. [3] Le champ magnétique est donc donné par

Valeur actuelle Modifier

On estime actuellement que :

La quantité de masse solaire nécessaire à être projetée le long des lignes de champ pour que le Soleil s'arrête complètement de tourner peut alors être calculée en utilisant le moment angulaire spécifique :

Il a été suggéré que le soleil a perdu une quantité comparable de matière au cours de sa vie. [4]

En 2016, des scientifiques des observatoires Carnegie ont publié une recherche suggérant que les étoiles à un stade de vie similaire à celui du Soleil tournaient plus vite que ne le prévoyaient les théories du freinage magnétique. [5] Pour calculer cela, ils ont localisé les taches sombres à la surface des étoiles et les ont suivies lorsqu'elles se déplaçaient avec la rotation des étoiles. Bien que cette méthode ait réussi à mesurer la rotation des étoiles plus jeunes, le freinage magnétique « affaibli » des étoiles plus âgées s'est avéré plus difficile à confirmer, car ces dernières ont notoirement moins de taches stellaires. Dans une étude publiée dans Nature Astronomy en 2021, des chercheurs de l'Université de Birmingham ont utilisé une approche différente, à savoir l'astérosismologie, pour confirmer que les étoiles plus anciennes semblent tourner plus vite que prévu. [6]


Comprendre le Soleil magnétique

Une image du film (voir ci-dessous) où Holly Gilbert, scientifique solaire de la NASA Goddard, explique un modèle informatique du champ magnétique du Soleil. Saisir ce qui anime ce système magnétique est crucial pour comprendre la nature de l'espace dans tout le système solaire. Le champ magnétique invisible du Soleil est responsable de tout, des explosions solaires qui provoquent la météo spatiale sur Terre et mdash telles que les aurores et mdash au champ magnétique et au rayonnement interplanétaires à travers lesquels notre vaisseau spatial voyageant autour du système solaire doit voyager. Crédit image : Centre de vol spatial Goddard de la NASA/Duberstein. La surface du Soleil se tord et danse. Loin du disque jaune blanchâtre immobile qu'il semble être du sol, le Soleil arbore des boucles tordues et imposantes et des cyclones tourbillonnants qui atteignent la haute atmosphère solaire, la couronne et le mdash à un million de degrés, mais ceux-ci ne peuvent pas être vus en lumière visible. Puis, dans les années 1950, nous avons eu notre premier aperçu de ce matériau solaire ballet, qui n'émet de la lumière que dans des longueurs d'onde invisibles à nos yeux.

Une fois ce système dynamique repéré, l'étape suivante consistait à comprendre ce qui l'avait causé. Pour cela, les scientifiques se sont tournés vers une combinaison d'observations en temps réel et de simulations informatiques afin d'analyser au mieux la façon dont le matériau traverse la couronne. Nous savons que les réponses résident dans le fait que le Soleil est une étoile magnétique géante, constituée d'un matériau qui se déplace de concert avec les lois de l'électromagnétisme.

"Nous ne savons pas exactement où dans le Soleil le champ magnétique est créé", a déclaré Dean Pesnell, scientifique de l'espace au Goddard Space Flight Center de la NASA à Greenbelt, Maryland. “Cela pourrait être proche de la surface solaire ou profondément à l'intérieur du soleil ou sur une large gamme de profondeurs.”

Il est crucial de comprendre ce qui motive ce système magnétique pour comprendre la nature de l'espace dans tout le système solaire : le champ magnétique du Soleil est responsable de tout, des explosions solaires qui provoquent la météo spatiale sur Terre et mdash telles que les aurores et mdash à l'interplanétaire champ magnétique et rayonnement à travers lequel notre vaisseau spatial voyageant autour du système solaire doit voyager.

Alors, comment voyons-nous même ces champs invisibles ? Tout d'abord, nous observons la matière sur le Soleil. Le Soleil est fait de plasma, un état de la matière semblable à un gaz dans lequel les électrons et les ions se sont séparés, créant un mélange super chaud de particules chargées. Lorsque des particules chargées se déplacent, elles créent naturellement des champs magnétiques, qui à leur tour ont un effet supplémentaire sur la façon dont les particules se déplacent. Le plasma du Soleil met donc en place un système compliqué de cause à effet dans lequel le plasma circule à l'intérieur du Soleil et est agité par l'énorme chaleur produite par la fusion nucléaire au centre du Soleil et crée les champs magnétiques du Soleil. Ce système est connu sous le nom de dynamo solaire.

Nous pouvons observer la forme des champs magnétiques au-dessus de la surface du Soleil, car ils guident le mouvement de ce plasma et font briller les boucles et les tours de matériau de la couronne dans les images EUV. De plus, les points de pied sur la surface du Soleil, ou photosphère, de ces boucles magnétiques peuvent être mesurés plus précisément à l'aide d'un instrument appelé magnétographe, qui mesure la force et la direction des champs magnétiques.

Ensuite, les scientifiques se tournent vers des modèles. Ils combinent leurs observations et mesures de l'intensité et de la direction du champ magnétique sur la surface solaire et une compréhension de la façon dont la matière solaire se déplace et du magnétisme pour combler les lacunes. Des simulations telles que la surface de source de champ potentiel, ou PFSS, modèle &mdash montré dans la vidéo ci-dessous &mdash peuvent aider à illustrer exactement comment les champs magnétiques ondulent autour du Soleil. Des modèles comme PFSS peuvent nous donner une bonne idée de ce à quoi ressemble le champ magnétique solaire dans la couronne solaire et même de l'autre côté du Soleil.

Une compréhension complète du champ magnétique du Soleil & mdash, y compris savoir exactement comment il est généré et sa structure au plus profond du Soleil & mdash n'est pas encore cartographiée, mais les scientifiques en savent pas mal. D'une part, le système magnétique solaire est connu pour conduire le cycle d'activité d'environ 11 ans sur le Soleil. À chaque éruption, le champ magnétique du Soleil se lisse légèrement jusqu'à ce qu'il atteigne son état le plus simple. À ce stade, le Soleil connaît ce que l'on appelle le minimum solaire, lorsque les explosions solaires sont les moins fréquentes. À partir de ce point, le champ magnétique du Soleil se complique avec le temps jusqu'à ce qu'il culmine au maximum solaire, environ 11 ans après le précédent maximum solaire. En janvier 2011, trois ans après le minimum solaire, le champ magnétique solaire est encore relativement simple, avec des lignes de champ ouvertes concentrées près des pôles. Crédit image : NASA/SVS. "Au maximum solaire, le champ magnétique a une forme très compliquée avec beaucoup de petites structures partout et ce sont les régions actives que nous voyons", a déclaré Pesnell. “Au minimum solaire, le champ est plus faible et concentré aux pôles. C'est une structure très lisse qui ne forme pas de taches solaires. Au maximum solaire, en juillet 2014, la structure est beaucoup plus complexe, avec des lignes de champ magnétique fermées et ouvertes poussant partout et des conditions idéales pour les explosions solaires. Crédit image : NASA/SVS.


Astronomie Ch 9 Soleil

L'énergie générée dans le noyau doit remonter à la surface et rayonner dans l'espace.

Énergie transportée par rayonnement (photons) dans la zone radiative.

Le soleil semble plus sombre autour de son bord b/c de la photosphère supérieure est
relativement frais = brille moins fort

- Le gaz qui coule plus froid donne aux limites l'apparence sombre et le gaz chaud qui monte produit des granules brillants

Varier en taille habituelle comparable au diamètre de la Terre

Les taches solaires vont et viennent, généralement en quelques jours.

Le fort champ magnétique se déforme lorsqu'il s'enroule autour de l'équateur.

Le champ magnétique N-S devient finalement un champ E-W.

Lorsque les champs magnétiques de deux arches se rapprochent, ils peuvent se réorganiser et se combiner.

Peut s'étendre sur des dizaines de milliers de kilomètres au-dessus de la photosphère.

Dure de quelques heures à quelques mois

Apparaît rosâtre car ses gaz chauds émettent de la lumière à certaines longueurs d'onde

Pas très lumineux ne peut être visualisé que lorsque la lumière de la photosphère est bloquée

Temp. > temp. dans la chromosphère

ressemble à de nombreuses banderoles s'étendant dans différentes directions bien au-dessus de la surface solaire, changeant au fil des jours et des semaines

La couronne est presque un vide, mais les atomes s'y déplacent à très grande vitesse = chaleur


Contenu

Le champ magnétique d'une étoile peut être mesuré au moyen de l'effet Zeeman. Normalement, les atomes dans l'atmosphère d'une étoile absorberont certaines fréquences d'énergie dans le spectre électromagnétique, produisant des raies d'absorption sombres caractéristiques dans le spectre. Cependant, lorsque les atomes se trouvent dans un champ magnétique, ces lignes se divisent en plusieurs lignes rapprochées. L'énergie se polarise également avec une orientation qui dépend de l'orientation du champ magnétique. Ainsi, la force et la direction du champ magnétique de l'étoile peuvent être déterminées par l'examen des lignes d'effet Zeeman. [2] [3]

Un spectropolarimètre stellaire est utilisé pour mesurer le champ magnétique d'une étoile. Cet instrument se compose d'un spectrographe associé à un polarimètre. Le premier instrument à être dédié à l'étude des champs magnétiques stellaires était NARVAL, qui a été monté sur le télescope Bernard Lyot au Pic du Midi de Bigorre dans les Pyrénées françaises. [4]

Diverses mesures—y compris des mesures au magnétomètre au cours des 150 dernières années [5] 14 C dans les cernes des arbres et 10 Be dans les carottes de glace [6] — ont établi une variabilité magnétique substantielle du Soleil aux échelles de temps décennales, centennale et millénaire. [7]

Les champs magnétiques stellaires, selon la théorie de la dynamo solaire, sont causés dans la zone convective de l'étoile. La circulation convective du plasma conducteur fonctionne comme une dynamo. Cette activité détruit le champ magnétique primordial de l'étoile, puis génère un champ magnétique dipolaire. Au fur et à mesure que l'étoile subit une rotation différentielle - tournant à des vitesses différentes pour différentes latitudes - le magnétisme est enroulé dans un champ toroïdal de "cordes de flux" qui s'enroulent autour de l'étoile. Les champs peuvent devenir très concentrés, produisant de l'activité lorsqu'ils émergent à la surface. [8]

Le champ magnétique d'un corps en rotation de gaz ou de liquide conducteur développe des courants électriques auto-amplifiants, et donc un champ magnétique auto-généré, en raison d'une combinaison de rotation différentielle (vitesse angulaire différente de différentes parties du corps), de forces de Coriolis et d'induction. . La répartition des courants peut être assez compliquée, avec de nombreuses boucles ouvertes et fermées, et donc le champ magnétique de ces courants dans leur voisinage immédiat est également assez tordu. À de grandes distances, cependant, les champs magnétiques des courants circulant dans des directions opposées s'annulent et seul un champ dipolaire net survit, diminuant lentement avec la distance. Étant donné que les principaux courants circulent dans la direction du mouvement de masse conducteur (courants équatoriaux), la principale composante du champ magnétique généré est le champ dipolaire de la boucle de courant équatoriale, produisant ainsi des pôles magnétiques à proximité des pôles géographiques d'un corps en rotation.

Les champs magnétiques de tous les corps célestes sont souvent alignés avec le sens de rotation, à des exceptions notables comme certains pulsars.

Inversion de champ périodique Modifier

Une autre caractéristique de ce modèle de dynamo est que les courants sont AC plutôt que DC. Leur direction, et donc la direction du champ magnétique qu'elles engendrent, alterne plus ou moins périodiquement, changeant d'amplitude et de sens inverse, bien qu'encore plus ou moins alignée avec l'axe de rotation.

La principale composante du champ magnétique du Soleil change de direction tous les 11 ans (la période est donc d'environ 22 ans), ce qui entraîne une diminution de l'amplitude du champ magnétique près du temps d'inversion. Pendant cette dormance, l'activité des taches solaires est maximale (à cause de l'absence de freinage magnétique sur le plasma) et, par conséquent, une éjection massive de plasma de haute énergie dans la couronne solaire et l'espace interplanétaire a lieu. Les collisions de taches solaires voisines avec des champs magnétiques dirigés de manière opposée entraînent la génération de champs électriques puissants à proximité de régions de champ magnétique en voie de disparition rapide. Ce champ électrique accélère les électrons et les protons à des énergies élevées (kiloélectronvolts), ce qui entraîne des jets de plasma extrêmement chaud qui quittent la surface du Soleil et chauffent le plasma coronal à des températures élevées (millions de kelvins).

Si le gaz ou le liquide est très visqueux (entraînant un mouvement différentiel turbulent), l'inversion du champ magnétique peut ne pas être très périodique. C'est le cas du champ magnétique terrestre, qui est généré par des courants turbulents dans un noyau externe visqueux.

Les taches stellaires sont des régions d'activité magnétique intense à la surface d'une étoile. (Sur le Soleil, elles sont appelées taches solaires.) Celles-ci forment une composante visible des tubes de flux magnétique qui se forment dans la zone de convection d'une étoile. En raison de la rotation différentielle de l'étoile, le tube se recroqueville et s'étire, inhibant la convection et produisant des zones de température inférieure à la normale. [9] Les boucles coronales se forment souvent au-dessus des taches stellaires, se formant à partir de lignes de champ magnétique qui s'étendent dans la couronne stellaire. Ceux-ci servent à leur tour à chauffer la couronne à des températures supérieures à un million de kelvins. [dix]

Les champs magnétiques liés aux taches stellaires et aux boucles coronales sont liés à l'activité d'éruption et à l'éjection de masse coronale associée. Le plasma est chauffé à des dizaines de millions de kelvins et les particules sont accélérées loin de la surface de l'étoile à des vitesses extrêmes. [11]

L'activité de surface semble être liée à l'âge et au taux de rotation des étoiles de la séquence principale. Les jeunes étoiles avec un taux de rotation rapide présentent une forte activité. En revanche, les étoiles d'âge moyen semblables au Soleil avec un taux de rotation lent montrent de faibles niveaux d'activité qui varient selon les cycles. Certaines étoiles plus anciennes n'affichent presque aucune activité, ce qui peut signifier qu'elles sont entrées dans une accalmie comparable au minimum de Maunder du Soleil. Les mesures de la variation temporelle de l'activité stellaire peuvent être utiles pour déterminer les taux de rotation différentiels d'une étoile. [12]

Une étoile avec un champ magnétique générera une magnétosphère qui s'étend vers l'extérieur dans l'espace environnant. Les lignes de champ de ce champ proviennent d'un pôle magnétique de l'étoile puis se terminent à l'autre pôle, formant une boucle fermée. La magnétosphère contient des particules chargées qui sont piégées par le vent stellaire, qui se déplacent ensuite le long de ces lignes de champ. Lorsque l'étoile tourne, la magnétosphère tourne avec elle, entraînant les particules chargées. [13]

Comme les étoiles émettent de la matière avec un vent stellaire depuis la photosphère, la magnétosphère crée un couple sur la matière éjectée. Il en résulte un transfert de moment angulaire de l'étoile vers l'espace environnant, provoquant un ralentissement de la vitesse de rotation stellaire. Les étoiles à rotation rapide ont un taux de perte de masse plus élevé, ce qui entraîne une perte de quantité de mouvement plus rapide. Au fur et à mesure que la vitesse de rotation ralentit, la décélération angulaire diminue également. Par ce moyen, une étoile s'approchera progressivement, mais n'atteindra jamais tout à fait, l'état de rotation zéro. [14]

Une étoile T Tauri est un type d'étoile pré-séquence principale qui est chauffée par contraction gravitationnelle et n'a pas encore commencé à brûler de l'hydrogène en son cœur. Ce sont des étoiles variables qui sont magnétiquement actives. On pense que le champ magnétique de ces étoiles interagit avec son fort vent stellaire, transférant le moment angulaire au disque protoplanétaire environnant. Cela permet à l'étoile de freiner sa vitesse de rotation lorsqu'elle s'effondre. [15]

Les petites étoiles de classe M (avec 0,1-0,6 masses solaires) qui présentent une variabilité rapide et irrégulière sont appelées étoiles d'éruption. Ces fluctuations sont supposées être causées par des éruptions, bien que l'activité soit beaucoup plus forte par rapport à la taille de l'étoile. Les éruptions de cette classe d'étoiles peuvent s'étendre jusqu'à 20 % de la circonférence et rayonner une grande partie de leur énergie dans la partie bleue et ultraviolette du spectre. [16]

À cheval sur la frontière entre les étoiles qui subissent une fusion nucléaire dans leur cœur et les naines brunes ne fusionnant pas d'hydrogène se trouvent les naines ultrafroides. Ces objets peuvent émettre des ondes radio en raison de leurs champs magnétiques puissants. Environ 5 à 10 % de ces objets ont vu leurs champs magnétiques mesurés. [17] Le plus froid d'entre eux, 2MASS J10475385+2124234 avec une température de 800-900 K, conserve un champ magnétique supérieur à 1,7 kG, ce qui le rend environ 3000 fois plus fort que le champ magnétique terrestre. [18] Les observations radio suggèrent également que leurs champs magnétiques changent périodiquement d'orientation, comme le Soleil pendant le cycle solaire. [19]

Les nébuleuses planétaires sont créées lorsqu'une étoile géante rouge éjecte son enveloppe extérieure, formant une enveloppe de gaz en expansion. Cependant, il reste un mystère pourquoi ces coquilles ne sont pas toujours à symétrie sphérique. 80% des nébuleuses planétaires n'ont pas une forme sphérique formant plutôt des nébuleuses bipolaires ou elliptiques. Une hypothèse pour la formation d'une forme non sphérique est l'effet du champ magnétique de l'étoile. Au lieu de se dilater uniformément dans toutes les directions, le plasma éjecté a tendance à sortir par les pôles magnétiques. Les observations des étoiles centrales dans au moins quatre nébuleuses planétaires ont confirmé qu'elles possèdent en effet de puissants champs magnétiques. [20]

Après que certaines étoiles massives aient cessé la fusion thermonucléaire, une partie de leur masse s'effondre en un corps compact de neutrons appelé étoile à neutrons. Ces corps conservent un champ magnétique important de l'étoile d'origine, mais l'effondrement de la taille entraîne une augmentation spectaculaire de la force de ce champ. La rotation rapide de ces étoiles à neutrons effondrées produit un pulsar, qui émet un faisceau d'énergie étroit qui peut périodiquement pointer vers un observateur.

Les objets astronomiques compacts et à rotation rapide (naines blanches, étoiles à neutrons et trous noirs) ont des champs magnétiques extrêmement puissants. Le champ magnétique d'une étoile à neutrons à rotation rapide nouvellement née est si fort (jusqu'à 10 8 teslas) qu'il rayonne électromagnétiquement suffisamment d'énergie pour rapidement (en quelques millions d'années) amortir la rotation de l'étoile de 100 à 1000 fois. La matière tombant sur une étoile à neutrons doit également suivre les lignes de champ magnétique, ce qui crée deux points chauds à la surface où elle peut atteindre et entrer en collision avec la surface de l'étoile. Ces taches mesurent littéralement quelques pieds (environ un mètre) de diamètre mais extrêmement lumineuses. Leur éclipse périodique pendant la rotation des étoiles est supposée être la source de rayonnement pulsé (voir pulsars).

Une forme extrême d'étoile à neutrons magnétisée est le magnétar. Ceux-ci sont formés à la suite d'une supernova d'effondrement du cœur. [21] L'existence de telles étoiles a été confirmée en 1998 avec la mesure de l'étoile SGR 1806-20. Le champ magnétique de cette étoile a augmenté la température de surface à 18 millions de K et elle libère d'énormes quantités d'énergie sous forme de sursauts gamma. [22]

Des jets de plasma relativiste sont souvent observés dans la direction des pôles magnétiques des trous noirs actifs au centre de très jeunes galaxies.

En 2008, une équipe d'astronomes a décrit pour la première fois comment, lorsque l'exoplanète en orbite autour de HD 189733 A atteint un certain endroit de son orbite, elle provoque une augmentation du torchage stellaire. En 2010, une autre équipe a découvert qu'à chaque fois qu'elle observait l'exoplanète à une certaine position de son orbite, elle détectait également des éruptions de rayons X. Des recherches théoriques depuis 2000 suggèrent qu'une exoplanète très proche de l'étoile qu'elle orbite peut provoquer une augmentation du torchage en raison de l'interaction de leurs champs magnétiques ou des forces de marée. En 2019, les astronomes ont combiné les données de l'observatoire d'Arecibo, du MOST et du télescope photoélectrique automatisé, en plus des observations historiques de l'étoile aux longueurs d'onde radio, optique, ultraviolette et aux rayons X pour examiner ces affirmations. Leur analyse a révélé que les affirmations précédentes étaient exagérées et que l'étoile hôte n'affichait pas bon nombre des caractéristiques de luminosité et spectrales associées au torchage stellaire et aux régions actives solaires, y compris les taches solaires. Ils ont également constaté que les affirmations ne résistaient pas à l'analyse statistique, étant donné que de nombreuses éruptions stellaires sont observées quelle que soit la position de l'exoplanète, démystifiant ainsi les affirmations antérieures. Les champs magnétiques de l'étoile hôte et de l'exoplanète n'interagissent pas, et ce système n'est plus censé avoir une « interaction étoile-planète ». [23]


Le champ magnétique polaire solaire

Cette visualisation présente le modèle de champ magnétique de surface de source de champ potentiel (PFSS) basé sur des observations solaires couvrant les années 2017-2019. Une version présente également le « trou » dans nos mesures de la région polaire solaire. La taille de la région oscille au cours de l'année en raison de la perspective changeante créée par l'inclinaison du plan orbital de la Terre avec l'équateur solaire. Dans cette région, les chercheurs doivent recourir à des approximations pour construire une vision plus complète du champ magnétique solaire.

Pourquoi le champ magnétique solaire dans cette région est-il important ? Parce qu'en combinaison avec le flux sortant du vent solaire, les lignes de champ magnétique des régions polaires se courbent vers le haut, puis redescendent près du plan équatorial du Soleil, qui est encore assez proche du plan orbital de la Terre et des autres planètes de notre système solaire. Cela donne au champ magnétique polaire du Soleil une influence significative sur la météo spatiale ayant un impact sur la Terre et les actifs avec et sans équipage autour du système solaire.


Révéler la nature magnétique des tornades dans l'atmosphère du soleil

Crédit : CC0 Domaine public

Les premières mesures directes du champ magnétique dans la chromosphère du soleil par une équipe comprenant des physiciens de l'Université de Warwick ont ​​fourni la première preuve d'observation que d'énormes tornades dans l'atmosphère de notre soleil sont produites par des champs magnétiques tourbillonnants.

Le mouvement de rotation est répandu dans la nature, des maelströms dans les rivières, aux turbulences des avions, aux tornades météorologiques et aux cyclones. Dans l'univers, on retrouve la rotation dans les tourbillons de l'atmosphère de Jupiter, dans les disques d'accrétion des étoiles et dans les galaxies spirales.

Les mouvements constants de la surface du soleil créent des tornades géantes dans la chromosphère, une couche atmosphérique qui porte le nom de sa couleur rouge observée lors des éclipses solaires totales. Les tornades ont un diamètre de quelques milliers de kilomètres et, comme leurs homonymes sur Terre, elles transportent de la masse et de l'énergie très haut dans l'atmosphère. Ils sont donc très étudiés en tant que canaux énergétiques pour expliquer l'extraordinaire échauffement de la couronne solaire.

Le principal élément constitutif des tornades solaires sont les champs magnétiques enchevêtrés. Cependant, il est notoirement difficile de mesurer le champ magnétique dans la chromosphère du soleil. Ce travail présente la première observation directe du champ magnétique de la chromosphère pour révéler la nature magnétique des tornades solaires.

Dans une étude à paraître dans le Astronomie & Astrophysique journal, une équipe de collaborateurs de l'Institut national italien d'astrophysique (INAF), de l'Université de Warwick et de l'Agence spatiale italienne (ASI) ont réalisé la première tomographie tridimensionnelle des champs magnétiques en spirale dans une tornade solaire et ont mesuré leur signaux polarimétriques faibles. Cette percée a été rendue possible grâce à des mesures exceptionnelles prises avec l'instrument INAF IBIS (Interferometric Bidimensional Spectrometer) au télescope solaire DST au Nouveau-Mexique (États-Unis).

Le Dr Juie Shetye du Center for Fusion, Space and Astrophysics de l'Université de Warwick salue l'identification de champs magnétiques tordus dans de telles tornades comme une percée. Le Dr Shetye déclare : « Les mesures directes du champ magnétique dans la chromosphère du soleil ont jusqu'à présent été insaisissables et cette étude ouvre la porte à une nouvelle ère de la recherche solaire. De plus, la recherche solaire se dirige vers une nouvelle ère de l'énergie solaire. observations avec l'ouverture de télescopes de nouvelle génération tels que le télescope solaire de 4 mètres Daniel K. Inouye à Hawaï, auquel participent le Royaume-Uni et l'Université de Warwick. Ce télescope permettra aux physiciens solaires de résoudre les champs magnétiques au niveau du comté local. Nous sommes au début d'un voyage passionnant qui démêlera les nouveaux enchevêtrements magnétiques du soleil."

Les méthodes analytiques sophistiquées du Dr Erwin Verwichte de l'Université de Warwick ont ​​été utilisées pour étudier la nature fondamentale de ces ondes. Le Dr Verwichte explique : "Ces tornades chromosphériques sont des laboratoires naturels pour étudier la propagation des ondes et l'énergie qu'elles transportent dans la couronne. Notre étude révèle que les modèles de phase des ondes sonores dans la tornade peuvent imiter la rotation et doivent être pris en compte lors de la mesure la force des tornades solaires."

"Depuis leur découverte en 2011, les simulations numériques ont suggéré que les structures en rotation observées dans la chromosphère solaire sont des traceurs de structures magnétiques qui, par leur rotation, forcent le plasma solaire à se déplacer vers le haut le long des lignes de champ magnétique grâce à des forces centrifuges", explique Mariarita Murabito. , chercheur à Rome-INAF.

"Ce flux de plasma peut être accéléré vers les couches sus-jacentes de l'atmosphère solaire. Il n'y avait cependant aucune preuve observationnelle de ces processus. Confirmer la nature magnétique des tornades solaires est une étape importante de la connaissance."

"L'étude du transport et de la dissipation de l'énergie dans l'atmosphère du soleil est d'une importance fondamentale pour comprendre les mécanismes de chauffage des régions externes du soleil et l'accélération du vent solaire." A déclaré Marco Stangalini (ASI) de l'équipe de recherche. « Les champs magnétiques tourbillonnant dans ces vortex représentent les conditions physiques idéales pour l'excitation des ondes magnétiques, qui sont considérées comme l'un des principaux acteurs du réchauffement de la couronne solaire et de l'accélération du vent solaire. C'est la première fois que , grâce aux données IBIS spectropolarimétriques à haute résolution, il a été réalisé la tomographie tridimensionnelle des champs magnétiques dans ces structures », explique Stangalini.

Les observations réalisées avec IBIS au cours des dernières années ont fait progresser nos connaissances sur l'atmosphère solaire, en particulier sur la structure et la dynamique de la chromosphère, sur l'évolution des éléments magnétiques à petite et grande échelle, et sur l'excitation et la propagation des ondes dans régions magnétiques." Commente Ilaria Ermolli (INAF). "Une équipe de chercheurs et de techniciens de divers instituts et universités de l'INAF travaille à la mise à jour de l'instrument, afin de l'exploiter bientôt pour obtenir de nouvelles observations de l'atmosphère du soleil avec la résolution requise pour faire progresser notre compréhension des processus physiques sous-jacents à l'activité solaire et à la météo spatiale."


À quel point le Soleil obtiendra-t-il ce cycle ? Les scientifiques font leur prédiction.

Un panel d'experts sur le Soleil est arrivé à une conclusion unanime : le cycle solaire qui vient de commencer ressemblera beaucoup au dernier, brisant peut-être la tendance à la diminution de l'activité magnétique du Soleil au cours des dernières décennies.

Le Soleil a un champ magnétique, généré par le mouvement du plasma (gaz où les électrons ont été dépouillés de leurs atomes par la chaleur intense) profondément sous la surface. Ce n'est pas comme un aimant en forme de barre, avec de simples pôles magnétiques nord et sud, c'est plutôt extrêmement complexe, comme un sac rempli de millions d'aimants qui se déplacent, glissent et changent de forme et sortent parfois la tête au-dessus de la surface.

Plus de mauvaise astronomie

Lorsqu'une parcelle de plasma magnétisé fait des bulles à la surface, elle peut créer des taches solaires : des régions légèrement plus froides et plus sombres sur la face du Soleil. Au fil du temps, le nombre de taches solaires augmente et diminue sur un cycle lâche d'environ 11 ans. Ils atteignent un nombre maximal (ce que nous appelons maximum solaire), puis diminuer au cours des 5,5 prochaines années environ (pour atteindre minimum solaire), puis recommencer à augmenter. Le cycle n'est pas du tout bien défini il y a des moments où le min solaire s'étend sur plusieurs années par exemple.

Comptage des taches solaires pour les derniers cycles magnétiques solaires, allant des années 1960 à septembre 2020. Crédit : SILSO / Observatoire de Belgique

Le dernier maximum était en 2014/15 (pour ce qu'on appelle le cycle 24), et le minimum a été atteint en décembre 2019. Maintenant, le cycle 25 a commencé, avec de nouvelles taches solaires apparaissant sur le Soleil. Eh bien, c'est un peu faible jusqu'à présent, avec très peu de spots vus depuis plus d'un an.

C'est à ce propos que s'est réuni le panel d'experts solaires. En examinant les observations du Soleil et en examinant les articles sur le comportement du Soleil, ils ont prédit que le nouveau cycle sera à peu près le même que le dernier, où au maximum environ 120 points ont été observés sur le Soleil à la fois. Ils pensent que le nouveau maximum atteindra environ 115, avec un pic en juillet 2025.

Au minimum solaire (décembre 2019, à gauche) aucune tache n'est visible, tandis qu'au maximum (juillet 2014, à droite), le visage du Soleil est jonché de taches. Crédit : NASA / SDO / Joy Ng

Cela en soi serait intéressant. The cycle that peaked around 1980 (Cycle 21) reached about 250 spots on the Sun at one time, but the next one was a tad weaker. Cycle 23 peaked in 2003 or so and had even fewer spots (

175), and then the last one, 24 was the weakest yet. If this new one stays about the same as the last one, that may be an indication the Sun is turning things around, and the peaks will get higher again over time. However, that's not really possible to say yet.

The Sun's magnetic field is responsible for some fairly dramatic events like solar flares and coronal mass ejections (together with the behavior of the solar wind this is all called space weather), immensely powerful storms that blast out subatomic particles and/or radiation and massive levels a powerful flare can release as much energy as 10% of the Sun's entire output in just a few minutes. These can profoundly affect the Earth, causing radio communication issues, power outages, strong aurorae, damaging or destroying satellites, and can even be a danger to astronauts on missions in space. In 2012 there was an outburst so strong that had it hit us things would be vastly different today, and not in a good way. Happily it missed us, but another one like it aimed at us is just a matter of time.

Even if Cycle 25 turns out to be much like 24 in terms of sunspot number, it's hard to say what it will do on a daily basis. Cycle 23 was weaker than the two before it, but blasted out the most intense solar flares ever seen. Even before it peaked it blew out some seriously huge flares.

For these reasons astronomers take the solar cycle very seriously. The Space Weather Prediction Center (part of NOAA) is tasked with monitoring all this, and they co-chaired the expert panel along with NASA. With a new solar cycle ramping up, astronomers and space scientists all over the world will be keeping an eye toward our nearest star to see what it's up to.

I'll be very curious to see how the prediction stands up. The Sun is notoriously difficult to understand, and its magnetic field even more so. But we must understand them if we are to maintain a presence in space and, even more importantly, protect our technological civilization on the ground.


How is magnetic field is generated over the sun? - Astronomie

Shallow submerged lines of force of an initial axisymmetric dipolar field of 8 X 1021 maxwells are drawn out in longitude by the differential rotation (after the suggestion of Cowling) to produce a spiral wrapping of five turns in the north and south hemispheres after 3 years. The amplification factor approaches 45, with a marked dependence on latitude. Twisting of the irregular flux strands by the faster shallow layers in low latitudes forms "ropes" with local concentrations that are brought to the surface by magnetic buoyancy to produce bipolar magnetic regions (BMR's) with associated sunspots and related activity. The field intensity required for producing BMR's is reached at progressively lower latitudes according to the derived formula sin = + 1.5/(n + 3), where n is the number of years since the beginning of the sunspot cycle. This accounts satisfactorily for 's law and the Maunder "butterfly diagram." Sufficient flux rope for more than 102 BMR's is produced. "Preceding" parts of BMR's expand toward the equator as they age, to be neutralized by merging "following" parts expand or migrate poleward so that their lines of force neutralize and then replace the initial dipolar field. This process, which involves severing and reconnection of lines of force in the corona, as well as expulsion of flux loops, need be only 1 per cent efficient. The result, after sunspot maximum, is a main dipolar field of reversed polarity. The process repeats itself, so that the initial conditions are reproduced after a complete 22-year magnetic cycle. This model accounts for Hale's laws of sunspot polarity and provides a qualitative explanation of the proponderance of "preceding" spots, of the forward tilt of the axes of older spots, of the recurrence of activity in preferred longitudes, and of Hale's chromospheric "whirls."


What creates Earth’s magnetic field?

The Earth’s core works like a giant bicycle dynamo in reverse.

Travelling to see the Northern or Southern lights has made its way into almost everyone’s bucket list. But unknown to most, these beautiful displays of light are caused by dangerous cosmic rays that have been deflected by our Earth’s magnetic field.

Magnetic fields around planets behave in the same way as a bar magnet. But at high temperatures, metals lose their magnetic properties. So it’s clear that Earth’s hot iron core isn’t what creates the magnetic field around our planet.

Instead, Earth’s magnetic field is caused by a dynamo effect.

The effect works in the same way as a dynamo light on a bicycle. Magnets in the dynamo start spinning when the bicycle is pedalled, creating an electric current. The electricity is then used to turn on the light.

This process also works in reverse. If you have a rotating electric current, it will create a magnetic field.

On Earth, flowing of liquid metal in the outer core of the planet generates electric currents. The rotation of Earth on its axis causes these electric currents to form a magnetic field which extends around the planet.

The magnetic field is extremely important to sustaining life on Earth. Without it, we would be exposed to high amounts of radiation from the Sun and our atmosphere would be free to leak into space.

This is likely what happened to the atmosphere on Mars. As Mars doesn’t have flowing liquid metal in its core, it doesn’t produce the same dynamo effect. This left the planet with a very weak magnetic field, allowing for its atmosphere to be stripped away by solar winds, leaving it uninhabitable.

The Royal Institution of Australia has an Education resource based on this article. You can access it here.

Vishnu Varma R Vejayan

Vishnu Varma R Vejayan is a physics student from Queen Mary University of London with an interest in scientific writing and research in physics. He interned at Cosmos in early 2017.

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How is magnetic field is generated over the sun? - Astronomie

“Space weather” may sound like a contradiction. How can there be weather in the vacuum of space? Yet space weather, which refers to changing conditions in space, is an active field of research and can have profound effects on Earth. We are all familiar with the ups and downs of weather on Earth, and how powerful storms can be devastating for people and vegetation. Although we are separated from the Sun by a large distance as well as by the vacuum of space, we now understand that great outbursts on the Sun (solar storms, in effect) can cause changes in the atmosphere and magnetic field of Earth, sometimes even causing serious problems on the ground. In this chapter, we will explore the nature of the Sun’s outer layers, the changing conditions and activity there, and the ways that the Sun affects Earth.

Our Star. The Sun—our local star—is quite average in many ways. However, that does not stop it from being a fascinating object to study. From solar flares and coronal mass ejections, like the one seen coming from the Sun in the top right of this image, the Sun is a highly dynamic body at the center of our solar system. This image combines two separate satellite pictures of the Sun—the inner one from the Solar Dynamics Observatory and the outer one from the Solar and Heliospheric Observatory. (credit: modification of work by ESA/NASA)

By studying the Sun, we also learn much that helps us understand stars in general. The Sun is, in astronomical terms, a rather ordinary star—not unusually hot or cold, old or young, large or small. Indeed, we are lucky that the Sun is typical. Just as studies of Earth help us understand observations of the more distant planets, so too does the Sun serve as a guide to astronomers in interpreting the messages contained in the light we receive from distant stars. As you will learn, the Sun is dynamic, continuously undergoing change, balancing the forces of nature to keep itself in equilibrium. In this chapter, we describe the components of the Sun, how it changes with time, and how those changes affect Earth.

The Sun. It takes an incredible amount of energy for the Sun to shine, as it has and will continue to do for billions of years. (credit: modification of work by Ed Dunens)

The Sun puts out an incomprehensible amount of energy—so much that its ultraviolet radiation can cause sunburns from 93 million miles away. It is also very old. As you learned earlier, evidence shows that the Sun formed about 4.5 billion years ago and has been shining ever since. How can the Sun produce so much energy for so long?

The Sun’s energy output is about 4 × 10 26 watts. This is unimaginably bright: brighter than a trillion cities together each with a trillion 100-watt light bulbs. Most known methods of generating energy fall far short of the capacity of the Sun. The total amount of energy produced over the entire life of the Sun is staggering, since the Sun has been shining for billions of years. Scientists were unable to explain the seemingly unlimited energy of stars like the Sun prior to the twentieth century.