Les complexes Caractéristiques des taches 2.2.3 Manifestation ...

Structure d'une tache

Lorsque la pression magnétique sous la zone de convection est trop forte, le tube de flux s'élève, et à l'endroit où il perce la surface une boucle se forme maintenue par des pieds ancrés sous la zone convective. Une paire de taches (noires car la convection est bloquée par le champ trop intense) est visible à l'intersection entre la boucle et la surface solaire. Les points d'entrée et de sortie des taches sont de polarité opposée et leur orientation est en sens inverse dans l'hémisphère Nord et dans l'hémisphère Sud. Les boucles magnétiques qui joignent deux taches de polarités opposées peuvent être observées sur des photographies du limbe prises dans la raie . Ces images du bord du Soleil montrent que les boucles et/ou arches peuvent s'étendre à plusieurs milliers de kilomètres au-dessus de la surface. Elles montrent aussi que les protubérances apparaissent noires et sous la forme de filaments lorsqu'elles sont vues en projection sur la photosphère brillante. Les particules électriques sont piégées dans les lignes de force des champs de ces protubérances.

La structure réelle d'une tache n'est encore pas bien comprise. La structure sub-photosphérique du champ magnétique ne peut en effet pas être déterminée par les observations. Divers modèles théoriques ont été proposés. Cowling (1946) imagina une structure monolithique alors que Parker (1975a) suggéra un modèle du type méduse. Ces modèles sont cependant trop simplificateurs. Il a été montré que le flux transporté par radiation est insuffisant pour expliquer le flux de chaleur des taches. La convection doit donc être présente sous la tache et modifie alors sa structure. Le modèle méduse a donc évolué vers un modèle dans lequel les tubes de flux isolés, séparés par du plasma libre du champ (ou dans lequel le champ est très faible) sont étroitement emmélés. Le modèle monolithique a quant à lui évolué vers une structure toujours cohérente mais rendue inhomogène par les effets de la convection.

L'héliosismologie peut avoir un impact important sur la détermination de la structure d'une tache. Les modes de pression de haut degré (l>200 où l est l'ordre longitudinal du mode) échantillonnent en effet le haut de la zone de convection et peuvent donc nous renseigner sur les inhomogénéités qui apparaissent dans cette région. Les taches, étant des agglomérations de tubes de flux magnétiques, peuvent disperser les oscillations des modes de pression (Bogdan et Zweibel 1987, Braun et al 1988). Il serait donc possible d'utiliser les oscillations dans les taches comme une preuve de la variation de la structure magnétique de la tache avec la profondeur. Cela permettrait entre autre de faire la distinction entre une tache ayant un seul cylindre magnétique et une tache composée de tout un tas de tubes qui eux disperseraient donc les modes acoustiques. Les observations (faites sur trois taches) des oscillations de l'ombre ont montré qu'elles filtraient 40 à 50 %de la puissance des modes. Pour arriver à ce résultat, Braun et al. (1987) ont effectué une mesure de la différence de puissance entre les ondes voyageant à l'extérieur et à l'intérieur des taches. Ils ont trouvé que la diminution de puissance dans les taches augmentent avec le nombre d'onde horizontal pour les longueurs d'onde significativement plus grandes ou plus petites que le diamètre de l'ombre de la tache. L'absorption de la puissance par les taches peut produire une différence mesurable dans la puissance et le temps de vie des modes durant les phases actives du cycle solaire.