Environnement Magnétique de la Couronne Solaire

Une Période Fascinante

    Nous vivons actuellement une période fascinante pour la physique solaire. De nombreuses avancées ont été réalisées dans la compréhension de notre étoile grâce à des efforts croissants ; que ce soit au niveau de la qualité des observations proposées et de leurs interprétations ou encore au niveau de la compréhension théorique. Depuis maintenant deux décennies, des instruments à la pointe de la technologie, déployés au sol ou embarqués à bord de satellites, sont mis à disposition par et pour la communauté internationale afin d’observer le Soleil et ils nous font parvenir des données avec une précision et une résolution toujours croissantes. Dans les années 1990, le satellite japonais Yohkoh a révolutionné la manière de voir la couronne solaire avec son instrument SXT observant les rayons X mous émis. Peu de temps après, en 1996, le satellite Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) avec son magnétographe Michelson Doppler Interferometer (MDI) a permis d’observer régulièrement, sur le disque entier, le champ magnétique longitudinal (c’est à dire la composante le long de la ligne de visée) mesuré à la surface du Soleil avec une précision spatiale et temporelle jusqu’alors inégalée tandis que son coronographe Large Angle and Spectrometric Coronagraph (LASCO), occultant le disque, prenait des images saisissantes de jets et d’éruptions gigantesques. Les années 2000 ne furent pas en reste avec l’exploitation de télescopes tels que le Télescope Héliographique pour l’Étude du Magnétisme et des Instabilités Solaires (THEMIS) et son mode spectro-polarimétrique multi-raies (MTR) ou le Synoptic Optical Long-term Investigations of the Sun (SOLIS) et son instrument Vector Spectro-Magnetograph (VSM) ; tous deux dédiés aux mesures de surface du champ magnétique vectoriel (c’est à dire les trois composantes Bx, By et Bz). D’autres part, ces deux télescopes permettent d’observer, sur le disque solaire et dans la raie Hα, ces grandes structures sombres que sont les filaments. En 2006, le satellite japonais Hinode fut mis en orbite embarquant à son bord l’instrument Solar Optical Telescope (SOT) pour observer, entre autre, la chromosphère en Ca II H avec le Filtergraph (FG) et mesurer avec le Spectro-Polarimeter (SP) le champ magnétique vectoriel des régions actives et du Soleil calme avec une précision jamais atteinte auparavant. Toujours à bord d’Hinode et pour remplacer le satellite Yohkoh, l’instrument XRT observe la couronne en rayons X mous, sur le disque entier ou sur des zones plus localisées, mettant en évidence ces structures en forme de S appelées sigmoid. Parallèlement, les deux satellites Solar-Terrestrial Relations Observatory (STEREO A et B) offrent deux points de vue différents pour observer trous coronaux, boucles et éruptions dans différentes longueurs d’ondes. Par ailleurs, depuis les premières observations du Soleil et dans un souci de meilleure compréhension des divers processus physiques, de nombreux modèles furent développés analytiquement pour mettre à jour la structure et la composition des différentes enveloppes du Soleil et expliquer les observations, dans son atmosphère, de régions actives, d’éruptions et de structures singulières et récurrentes. Ces efforts analytiques furent cependant limités à des modèles simples, essentiellement à deux dimensions (2D) et possédant certaines symétries simplificatrices, de par la complexité des équations et des méthodes nécessaires à leurs résolutions. Face aux limitations des modèles analytiques– limitations qui se retrouvent dans différents domaines de la physique, de nouveaux outils furent exploités : la technologie informatique et la simulation numérique. Laissant le soin aux ordinateurs de résoudre des équations jusqu’alors intractables, ces outils permirent de nombreuses avancées dans différents domaines de recherche.

Bald Patch

   Nous l’avons vu brièvement en Introduction (Partie I) et ce sera détaillé à la Section 5.3, il est possible d’obtenir les trois composantes du champ magnétique à une certaine altitude dans l’atmosphère solaire (typiquement au niveau de la photosphère dans l’état actuel des recherches). Il est clair qu’une telle information est fort intéressante et je propose ici la définition d’un certain vocabulaire et de différentes quantités qui seront repris tout au long de la thèse. Pour ce faire, la Figure 3 présente sur la deuxième ligne des magnétogrammes vectoriels définis sur Sp où les flèches représentent le champ magnétique transverse noté Bt,phot = (Bx,phot, By,phot) superposé à la carte scalaire du champ magnétique vertical Bz,phot. Il s’agit ici de magnétogrammes vectoriels synthétiques dont le Bz,phot a été obtenu à partir de deux gaussiennes de signes opposés, formant ainsi une région bipolaire. Le champ transverse représente, quant à lui, différents états. La Figure 3-(a) représente un champ potentiel obtenu à partir de Bz,phot en résolvant le BVP (23). L’état décrit par la Figure 3-(b) a été obtenu à partir de la configuration magnétique de (a) par des mouvements de cisaillement (e.g. Amari et al., 1996b) l’aide du code MHD METEOSOL (Amari et al., 1999b) et celui de la Figure 3-(c) a été obtenu à partir de (b) en appliquant le processus d’annihilation de flux (e.g. Amari et al., 2000). Ces processus seront expliqués plus amplement à la Section 4.2. La première ligne de la Figure 3 présente une sélection de lignes de champ dans Ω correspondant au champ magnétique Bphot de Sp.

Champ de vitesses photosphérique

   Un premier mécanisme d’évolution considéré a été l’imposition d’un champ de vitesses appliqué aux pieds des lignes de champ d’une configuration magnétique potentielle. Alors qu’il existe certaines solutions analytiques (par exemple Aly, 1985, 1990a), différentes études ont montré l’importance du profil de vitesse utilisé et la topologie du champ magnétique. Ainsi, des mouvements de cisaillement, quand ils sont appliqués à une configuration bipolaire, produisent à 2D une ouverture des lignes du champ magnétique avec la création, à l’équilibre, d’une couche de courant entre les deux cellules de flux (Aly, 1985). Ce résultat se retrouve dans des simulations à 2.5D (Mikic and Linker, 1994; Amari et al.,1996a). De manière différente, dans une configuration bipolaire axisymétrique constituée d’une configuration magnétique en arcade cisaillée, Kusano et al. (2004) montrent que des mouvements de cisaillement allant dans le sens contraire (on parle de cisaillement de sens opposé) produisent une éruption à condition de prendre en compte les équations de la MHD résistive. Bien que basé sur la présence d’un plasma résistif – ce qui n’est pas totalement vrai dans la couronne, ce modèle peut être intéressant dans certaines régions actives car des observations ont montré l’émergence de polarités avec un cisaillement de signe opposé à celui environnant (Yokoyama et al., 2003; Kusano et al., 2003). Lorsqu’un champ de vitesses cisaillant localisé près de la ligne d’inversion de polarité (LIP) est appliqué sur les polarités centrales d’une région quadripolaire 3D, Antiochos et al. (1999) ont montré que les arcades cisaillées par le champ de vitesses évoluaient en éruption. Ce modèle, nommé break out, s’inscrit dans la classe des modèles présentant une configuration magnétique pré-éruptive de type arcades. Il a été repris par Lynch et al. (2008) qui ont montré qu’un tube de flux torsadé se formait durant l’éruption. Cette création du tube torsadé est due à la présence d’un point nul coronal au dessus du système d’arcades cisaillées qui permet sa création par reconnexion. La Figure 7 présente l’évolution du système. Il est intéressant de noter que certains modèles d’émergence discutés à la Section précédente ont été appliqués dans le contexte du modèle de break out (e.g. MacTaggart and Hood, 2009). Lorsque le profil de vitesse est choisi comme un flot rotationnel avec un support couvrant la totalité des polarités magnétiques d’une région bipolaire, Amari et al. (1996b) ont montré que le système évolue à travers une séquence de quasi-équilibres jusqu’à une torsion maximale de 1 tour. A partir de ce point, le champ magnétique évolue suivant une phase dynamique durant laquelle un tube de flux torsadé est créé et est éjecté tout en gardant ses pieds ancrés dans la photosphère alors qu’un certain nombre de lignes de champ s’ouvrent. Ils ont ainsi montré que le champ magnétique soumis à cette contrainte possédait une énergie supérieure à l’énergie W[Bσ] du champ ouvert. Cependant, ce processus correspondant à une ouverture partielle des lignes de champ, l’énergie magnétique restait tout de même inférieure à la valeur de l’énergie W[B′ σ] du champ partiellement ouvert, tout en tendant asymptotiquement vers celle-ci. Ce mécanisme a été qualifié d’équilibre asymptotique par ces auteurs car, à aucun moment, l’énergie du champ magnétique modélisé n’est supérieure à la limite de l’énergie du champ partiellement ouvert. Nommé ouverture très rapide, ce phénomène a été revisité successivement par Török and Kliem (2003) et Aulanier et al. (2005) en prenant en compte différents états initiaux et supports de flots rotationnels. Certaines propriétés de ce phénomène peuvent être reliées aux observations d’éruptions et d’éjections de masse coronale.

Diffusion Turbulente de Flux Magnétique

   La diffusion de flux magnétique est aussi un mécanisme permettant de décrire l’annihilation de flux observé par Martin et al. (1985). Toutefois, ici, la diffusion est directement contenue dans l’équation d’induction du champ magnétique dans sa forme résistive. En considérant la photosphère comme résistive, la diffusion turbulente du champ magnétique causée par les mouvements photosphériques apparaît naturellement dans cette équation (Leighton, 1964). Ce mécanisme, lorsqu’il est appliqué à l’initiation des éruptions à partir d’une configuration magnétique présentant des arcades cisaillées, permet de former des tubes de flux torsadé au dessus de la LIP d’une région bipolaire (Amari et al., 1999c). D’autre part, l’évolution est caractérisée par deux phases distinctes. Une première phase correspond à la formation du tube torsadé de manière quasi-statique sous l’action de la diffusion avec une diminution lente de l’énergie magnétique. Cette diminution est causée par la reconnexion des arcades cisaillées entre elles pour former le tube torsadé ; cette reconnexion se produisant au niveau de la photosphère. Durant cette phase, l’axe du tube monte doucement en altitude. Puis, subitement, une phase dynamique s’amorce avec une libération d’énergie plus rapide ; correspondant au déclenchement de l’éruption. Suivant la quantité de cisaillement (et donc d’hélicité magnétique) contenue dans la configuration cisaillée initiale, l’éruption peut rester confinée pour une faible hélicité ou bien s’échapper totalement pour une quantité plus importante.

Table des matières

I Introduction 
1 Une Période Fascinante
2 Description Phénoménologique du Soleil 
II Cadre théorique 
3 Bases de la Magnétohydrodynamique 
3.1 Hypothèses et Equations
3.2 Equilibres Magnétohydrodynamiques
3.3 Quantités et Notions Importantes
4 Magnétohydrodynamique appliquée aux phénomènes évolutifs 
4.1 Emergence de Structures Sub-photosphériques dans la Couronne Solaire
4.2 Modèles Magnétiques d’Evénements Eruptifs
4.3 Modèles de Support Magnétique pour les Filaments
5 Problème de la Reconstruction 
5.1 Formulation du Problème
5.2 Méthodes de Reconstruction
5.3 Magnétogrammes Vectoriels comme Conditions Aux Limites
III Présence d’un Tube de Flux Torsadé Pré-Eruptif dans une Région Active Emergente 
6 Contexte et Problématique 
7 Description de la Région Active 
8 Preuves de l’Emergence 
8.1 Allongement et Cisaillement de Polarités
8.2 Bald Patch et Structure de Courant
9 Propriétés de la Structure Emergente 
9.1 Configuration Magnétique : TFR & Bald Patch
9.2 Energies et Hélicités
10 Lien avec les Eruptions 
Résumé
IV Structure Magnétique d’un Filament de Région Active 
11 Contexte 
12 Description de la Région Active 
12.1 Présence d’un Filament
12.2 Données et Conditions aux Limites pour la Reconstruction
13 Structure Magnétique et ses Propriétés 
13.1 Configuration Magnétique : Présence d’un Tube de Flux Torsadé
13.2 Tube de Flux Torsadé comme Support Magnétique du Filament
13.3 Remarques concernant les Courtes Arcades présentes sous le Tube
14 Etude de la Stabilité et Relation avec l’Evolution du Filament 
14.1 Nécessité de l’Etude de Stabilité
14.2 Description de la Méthode
14.3 Résultats
Résumé
V Evolution d’une Région Active Eruptive 
15 Contexte et Problématique 
16 Description de la Région Active et Données
16.1 Description Globale
16.2 Données
17 Preuves et Conséquences de l’Emergence 
17.1 Emergence d’une Structure Sub-Photosphérique
17.2 Conséquences Coronales de cette Emergence
18 Etats Pré-éruptifs et Post-éruptif 
18.1 Quels Mécanismes Eruptifs ?
18.2 Conséquences de l’Eruption
18.3 Transition Pré-éruptive
Résumé
VI Conclusion 
VII Annexes 
A Outils d’Exploitation des Magnétogrammes Vectoriels
A.1 Préparation des Magnétogrammes Vectoriels
A.2 Diagnostics des Magnétogrammes Vectoriels
B Publications dans des Revues à Comité de Lecture
B.1 Nonlinear Force-Free and Potential Fields Models of Active Region and Global Coronal Fields during the Whole Heliospheric Interval
B.2 A Twisted Flux Rope as the Magnetic Structure of a Filament in Active Region 10953 Observed by Hinode
B.3 Evidence for a Pre-Eruptive Twisted Flux Rope using THEMIS Vector Magnetograph
B.4 A Critical Assessment of Nonlinear Force-Free Field Modeling of the Solar Corona for Active Region 10953
C Autres Publications et Communications
C.1 Reconstructing the Solar Magnetic Field from Active Region Scale to Large Scale
C.2 Presence of Twisted Flux Ropes in Active Regions
C.3 Magnetic Structure of the Filament in AR 10953
C.4 Présence de Tubes de Flux Torsadé dans des Régions Actives
C.5 Presence of a Twisted Flux Rope in AR 10953
C.6 Some Quantities related to the Force-Free Character Of « Manchester’s Model »
C.7 Presence of Twisted Flux Ropes In Pre-eruptive and Pre-flaring Phases of Active Regions
C.8 Nonlinear Force-Free Magnetic Field Modeling of AR 10953 : a Critical Assessment
Références

Télécharger le rapport complet