Dans les régions actives Champs magn. faibles Struct. à petites éch.

Dans les régions calmes

Les régions calmes du Soleil sont composées de trois types de magnétisme : les regions éphémères actives, les champs magnétiques du réseau et des régions à l'intérieur du réseau.

Ces éléments magnétiques peuvent subir une recombinaison : soit ils gagnent du flux lorsqu'ils absorbent un autre élément de même polarité, soit leur flux diminue (et va jusqu'à disparaitre) s'ils rencontrent un élément de polarité opposée. L'annulation des champs représente une sorte de recombinaison magnétique (Martin 1990) mais n'implique pas pour autant une libération d'énergie à la surface (Spruit et al. 1991). En effet, la reconnection peut avoir lieu au-dessus de la surface ou en-dessous (figure 2.11). Dans le premier cas, la libération d'énergie aura lieu à une certaine hauteur dans l'atmosphère et en principe elle pourrait être observable. Dans le second cas, l'énergie est libérée dans des couches denses sous la surface, et aucun phénomène observationnel évident est attendu. La reconnection au-dessus de la surface lie donc deux éléments. Il faut attendre que la distance entre ces deux éléments soit suffisament petite (de l'ordre du diamètre des éléments mis en jeu) pour que la boucle de champ amorce une descente au-dessous de la photosphère.

Une région éphémère, observée pour la première fois par Harvey et Martin (1973), est un petit bipole dont les deux polarités apparaissent pratiquement au même moment et à peu de distance l'une de l'autre. Au fur et à mesure que leur flux magnétique croit, les deux polarités se déplacent dans des directions opposées, jusqu'à ce qu'elles se recombinent avec un autre élément magnétique. Martin (1990) appelle régions éphémères des bipoles nouveaux qui ne développent pas une concentration de flux suffisante pour former des taches. Les pores des taches se forment si la concentration de flux excède Mx (Harvey et Martin 1973, Chou et Wang 1987). Ces régions bipolaires ont une taille de 10" à 20" et ont une distribution en latitude plus large que celles des régions actives.

Les éléments magnétiques internes au réseau photosphérique ont une taille de quelques seconde d'arc ne durent que quelques heures. Ils naissent au centre des supergranules et se déplacent vers les bords à une vitesse de 0,35 km/s (Zirin 1987). jusqu'à ce qu'ils se connectent à un autre élément magnétique. Lors de son voyage vers les bords des cellules, le champ magnétique et son aire augmentent (Martin 1990). La croissance peut être due soit à la fusion avec un autre élément de même polarité, soit au fait que la direction de propagation est telle qu'une plus grande partie de la composante du champ soit dans la ligne de visée.

Le réseau photosphérique est formé de petits points (<0,5") brillants que l'on nomme les points brillants du réseau. Ils sont présents dans les régions inter-granulaire et concentrés vers les bords des supergranules. Le même phénomène est observé plus haut dans l'atmosphère solaire mais les points qui forment alors le réseau chromosphérique, ont une taille plus importante puisque les lignes de champ des tubes de flux divergent ainsi que cela a été vu plus haut. On peut trouver des associations de plusieurs points adjacents ou des points isolés. Ils sont les constituants de base de la photosphère dans les régions calmes. En lumière blanche, leur brillance est d'un facteur 1,3 (lorsqu'ils sont près de granules) à 1,5 (lorsqu'ils sont isolés dans la photosphère) par rapport à leur environnement (Muller et Keil 1983). Les points brillants du réseau sont utilisés comme des traceurs des structures magnétiques. Schüssler et Solanki (1988) les associent aux éléments magnétiques car les contrastes dans le continuum entre éléments magnétiques et la photosphère non perturbée (c'est-à-dire les régions calmes) est supérieur ou égal à 1,4 (observations faites au centre du disque en supposant un facteur de remplissage de 0,25). Pour la composante non magnétique, le contraste est inférieur ou égal à 0,9. Cette valeur implique une baisse de température pour les régions non magnétiques de quelques centaines de degrés près de par rapport aux éléments magnétiques.

Parce que ces points brillants ont sensiblement tous la même taille il est possible de supposer que chacun d'entre eux transporte la même quantité de flux magnétique : pour une taille de 150 km c'est-à-dire 0,2" (Muller et Keil 1983) le flux magnétique est estimé à 2,7 Mx et le champ à 0,15 T (Stenflo 1973). Le comptage du nombre de points brillants du réseau photosphérique par unité de surface donne une mesure du flux photosphérique (Muller et Roudier 1984). Leurs observations faites le long du méridien central, entre l'équateur et les pôles, à différentes époques, permettent d'étudier la variation, au cours du cycle d'activité, de la distribution du flux magnétique, en dehors des régions actives. Leur étude montre qu'au centre du disque, le nombre de points par unité d'aire varie dans le temps (figure 2.12). Le nombre de points est plus grand durant le minimum du cycle solaire (c'est-à-dire en période de faible activité).

De plus, la distribution du nombre de points brillants avec la latitude n'est pas uniforme à la surface solaire (figure 2.13) : le nombre de points est plus grand aux pôles qu'aux régions équatoriales et montre un minimum dans la ceinture des taches (au voisinage de 25 à 35 degré de latitude). La concentration du flux aux pôles résulte certainement de la diffusion du flux des régions actives de la ceinture de taches (voir aussi Wang et al. 1989). De fait, l'accumulation aux pôles correspondrait à la transformation du champ torodal en champ polodal. D'ailleurs la valeur du nombre de points brillants au pôles est plus élevée en 1983 qu'en 1985 en accord avec Sheeley (1964). Ce dernier reporte que le nombre de facules polaires atteint sa valeur maximale 4 ans après le maximum des taches.

La présence de tube de flux visibles à la surface sous forme de points brillants perturbe la distribution des granules. Muller et al. (1989) montrent qu'autour des points brillants, les granules sont plus petits, plus nombreuses, qu'elles sont allongées et pointent dans la direction du tube de flux. Une telle perturbation est visible avant l'apparition du point brillant, elle atteint son maximum une minute après son apparition et disparait avec lui. L'élongation des granules proviendraient d'après Muller et al. (1989) des lignes de champ magnétiques horizontales au sommet des boucles de champ magnétique qui montent. Ils formulent aussi une autre hypothèse : les mouvements descendants à l'extérieur des tubes de flux modifieraient le gradient de pression et donc les écoulements horizontaux ce qui provoquerait une élongation des granules environantes.

Au niveau de la chromosphère, la relation entre champ magnétique et supergranules est confirmée par les magnétogrammes qui montrent que les champ magnétiques dessinent des contours dont la taille est celle des supergranules. La concentration du flux magnétique par les mouvements de cellules convectives a été abordée pour la première fois par Parker en 1963 et Weiss en 1964. Aujourd'hui, ce problème est abordé avec des simulations numériques. Si un champ faible traverse une cellule, la densité d'énergie magnétique () est nettement inférieure à la densité d'énergie cinétique, par conséquent le mouvement cinétique n'est pas inhibé par le champ magnétique. Si d'autre part le nombre de Reynolds magnétique est très supérieur à 1, le champ magnétique est enroulé autour de la cellule convective. Les lignes de champ sont expulsées des rouleaux convectifs et s'accumulent aux bords des cellules. La force du champ magnétique dans une couche située entre deux rouleaux convectifs est cependant limitée par la diffusion. La figure 2.14 montre le résultat de simulations numériques effectuées par Galloway et Weiss en 1981.

Kariyappa et Sivaraman (1994) ont montré, à partir de spectrohéliogrammes pris dans la raie du CaII K, que l'aire des éléments du réseau chromosphérique est anti-corrélée avec le cycle solaire et croit d'environ 24 %durant le minimum d'activité solaire par rapport à sa valeur en période d'activité (cette observation serait peut-être à relier avec la même constatation faite pour le nombre de points brillants coronaux (Golub et al. 1979)). Puisque l'augmentation magnétique (Skumanich et al. 1975) dans la haute photosphère est co-spatiale avec l'émission vue dans les éléments du réseau, ceci impliquerait que le champ magnétique occupe une surface plus grande durant le minimum de l'activité solaire.