2.3.2 Champ magn. global 2.3.4 Jeunes taches 2.3 Observer et comprendre

2.3.3 Organisation du champ magnétique global

Deux méthodes sont actuellement en concurrence pour essayer d'interpréter l'organisation du champ magnétique solaire à grand échelle. La première méthode (Wang et al. 1989a, 1989b) consiste à se demander quels sont les ingrédients nécessaires pour expliquer le champ magnétique photosphérique. La seconde méthode (Stenflo et Vogel 1986, Stenflo et Gudel 1988, Stenflo 1988) utilise les observations du champ photosphérique pour en tirer le maximum de renseignements quant au cycle solaire et à l'intérieur du Soleil. Ces méthodes donnent des résultats différents.

Wang et al. (1989a, 1989b) ont montré qu'un modèle utilisant la diffusion par les supergranules, la rotation différentielle, les mouvements méridiens et les caractéristiques des régions de flux émergeant, pouvait simuler la distribution du flux photosphérique relativement bien. Ce modèle présente entre autre la façon dont la diffusion par les supergranules et les mouvements de circulation méridienne drainent les reliques des régions actives en direction des pôles. Il se forme ainsi des courants, chacun dominé par une seule polarité magnétique. Ces courants vont progressivement des latitudes basses et moyennes, lieu de formation des régions actives, aux pôles. Au minimum du cycle solaire, alors que les régions actives ont disparu, ces courants en direction des pôles forment un champ dipolaire global. Parce que le champ polaire est créé à partir des polarités des taches ``esclaves'' des régions actives qui se désagrègent, la polarité se renverse au moment du minimum du cycle, de telle sorte que les pôles Nord et Sud échangent leur polarité. Il faut par conséquent deux cycles de 11 ans pour se retrouver dans la situation de départ : on retrouve là le cycle magnétique de 22 ans. Ce modèle implique que toute émergence de flux a lieu à des latitudes inférieures à (sous forme de régions actives) et que les champs à de hautes latitudes ainsi que le mécanisme de renversement des champs polaires n'est du qu'à la dispersion des champs des régions actives. Or, l'émergence de petits bipoles à d'autres latitudes que celles de la ceinture des taches a été mise en évidence. On peut citer le cas des régions éphémères ou celui des éléments de l'intérieur du réseau.

Stenflo (1992) montre qu'un modèle dans lequel le transport du flux se fait uniquement par l'intermédiaire d'une redistribution des champs des basses latitudes, est incapable de reproduire les propriétés rotationelles des champs à hautes latitudes. A la place, il explique comment le champ magnétique pour de hautes latitudes peut être formé par l'émergence d'un flux local. Ces flux à petite échelle seraient de nature non aléatoire et surgiraient statistiquement à des longitudes préférentielles.

Par ailleurs, Stenflo et Vogel (1986) ont montré que l'évolution de la structure du champ magnétique global pouvait s'expliquer en terme d'interférences d'ondes. En ef-fet, des ondes de nature hydromagnétique (les ondes dynamo par exemple) pourraient interférer de façon constructive et destructive globalement dans le Soleil et donner lieu à un spectre de résonnance. Dans le même esprit, les ondes acoustiques interfèrent et produisent le spectre de résonnance des modes de pression à 5 mn. Les ondes de gravité pourraient elles aussi interférer et un autre spectre de résonnance serait ainsi obtenu. Les périodes des oscillations seraient à ce moment de l'ordre de quelques heures. Quelques tentatives jusqu'à présent infructeuses ont été menées afin de les découvrir (Delache et Scherrer 1983). Les périodes de résonnance dans le cas d'interférence d'ondes hydromagnétiques, dépendraient de la distribution en force et en profondeur des champs magnétiques à l'intérieur du Soleil. Stenflo et Vogel ont décomposé une série de 25 années de données sur le champ photosphérique en des séries temporelles de modes d'harmoniques sphériques. Après avoir éliminé les effets de la rotation, les transformées de Fourier des séries temporelles résultantes montrent l'évolution de la structure modale du champ magnétique solaire. Les résonnances pour les modes pairs et impairs sont découplées, impliquant une règle de sélection sous-jacente. Pour des modes de degré longitudinal , le cycle de 22 ans est la seule caractéristique des modes impairs alors que les modes paires montrent une dépendance d'une réméniscence d'onde globale stationaire. Pour les modes de degré , le cycle de 22 ans est absent. Il leur semble de plus que la cohérence de ces ondes est plus longue que les 25 années de données examinées. Les résultats de cette étude ne peuvent pas s'expliquer dans le contexte de la théorie dynamo. Cependant, elles sont potentiellement intéressantes puisqu'elles amènent des informations permettant le diagnostic de la structure du champ magnétique en profondeur.