Dans les régions calmes 2.3 Observer et comprendre 2.2.3 Manifestation ...

Champs magnétiques faibles

Nous avons vu auparavant que seulement 1 %de la photosphère est couverte par des tubes de flux, présents sous une forme filamentaire. Un certain nombre d'auteurs désignent les 99 %restant comme étant des régions libre de champ. Or, pour des raisons d'efficacité finie des mécanismes de concentration des flux, de diffusivité magnétique finie, d'effects d'induction, de mouvements turbulents, etc., ces régions ``sans champ'' doivent être per-méables aux champs magnétiques qui remplissent chaque élément de volume (Stenflo 1991a).

Les champs magnétiques faibles sont très difficiles à identifier puisque les mesures de flux (des magnétogrammes) ne peuvent pas faire la distinction entre les effets dus au facteur de remplissage et à la force du champ. De plus, s'il est vrai que les champs magnétiques faibles impliquent des flux faibles, l'inverse est faux. De petits flux ne fournissent aucune information sur la force du flux. Par conséquent, des champs faibles ne peuvent pas être diagnostiqués par des mesures de flux, mais par des mesures de force de champs. Les flux peuvent être faibles parce que le champ magnétique est lui-même faible, ou bien parce que le facteur de remplissage est faible ou alors parce qu'il existe des polarités mixtes (Wang et al. 1995) à l'intérieur de la résolution spatiale de l'élément.

La première détermination de champ intrinsèquement faibles (inférieur au kG) a été faite en 1991 (Rüedi et al. 1992). Ils ont utilisé les profils de Stokes en polarisation circulaire pour une paire de raies infra-rouge voisines de 1,56 m. L'infra-rouge a été choisi pour son extrême sensibilité à l'effet Zeeman qui est trois fois plus grand que dans le visible. L'inversion des profils de raies a permi la détermination de champs de 400 G, immédiatement adjacents (quelques secondes d'arc) aux champs forts des tubes de flux (de 1,4 à 1,6 kG) et de polarité identique ou opposée à ces champs adjacents.

En se basant sur des profils de ces mêmes raies mais prises dans le Soleil calme, Solanki et al. (1996) confirment que la force du champ des grands tubes de flux est pratiquement indépendante de leur flux magnétique, alors qu'il y a une forte dépendance pour les petits tubes de flux. Ils montrent en effet que le flux moyen par élément magnétique change peu pour des champs inférieurs à 1000 G alors qu'il croit rapidement avec le champ, au-dessus de cette valeur. Leur travail suggère donc que les tubes de flux de fort champ (de l'ordre du kG) résultent d'un effondrement convectif de tubes de flux qui ont un champ du même ordre de grandeur. Par ailleurs, les élément de l'intérieur du réseau qu'ils ont pu détecter se trouvent être composés de tubes de flux. Certains ont même vraissemblablement été la conséquence d'un faible effondrement convectif. Ils notent que dans leur structure, ils ne semblent pas correspondre à des champs magnétiques turbulents. Quatre-vingt pour cent environ du flux magnétique de leur région calme (qui est de la taille d'un supergranule) est sous la forme de champs faibles (<1000 G), avec 60 %du flux ayant un champ compris entre 500 G et 1000 G et 20 %ayant un champ inférieur à 500 G. Bien que ces résultats aient été obtenus sur une petite surface (le disque visible peut contenir une trentaine de supergranules), ils concluent que les champs magnétiques faibles doient être en proportion relativement importante dans le flux total.