Simulation numérique 3D MHD de la zone convective solaire

Variation du nombre de taches solaires observées à la surface du Soleil en
fonction du temps. On y note un cycle bien défini, d'amplitude variable et d'une
période d'environ 11 ans, soit la moitié de celle du cycle magnétique sous-jacent.
Variations temporelles de l'irradiance solaire totale, de 1978 au temps
présent (traits bleus; Physikalisch-Meteorologisches Observatorium de
Davos, Suisse). Les traits oranges/rouges sont leurs équivalents, produits par
une simulation, décalés vers le bas de 4 Watt par mètre carré.
Boucles coronales,
[filtre 17.1nm]
06/11/99, TRACE
Couronne+chromosphère
[composite 17.1 , 19.5 ,
28.4 nm], 05/98, SOHO/EIT
Éjection coronale,
Coronographe C3,
SOHO/LASCO
Éruption Solaire,
[composite 17.1 , 19.5 ,
28.4 nm], 14/07/00, TRACE
Photosphère et taches
solaires
8/02/01, SOHO/MDI
Pourquoi la physique solaire?
La physique solaire est la branche de l'astrophysique dédiée au Soleil. La proximité du Soleil en permet l‘étude àun niveau impossible pour toute autre
étoile. Véritable étalon de l'astrophysique moderne depuis le 19ième siècle, bon nombre de théories continuent d‘être confirmées ou rejetées sur la
base de la comparaison de leurs prédictions aux observations solaires. Le Soleil est également le moteur du climat terrestre, de l'activité
géomagnétique et la source d‘énergie de presque toute la vie sur Terre. Son activité magnétique est le principal déterminant des conditions physiques
dans l'environnement magnétosphérique et interplanétaire et pourrait jouer un rôle dans le changement climatique.
La recherche en Physique Solaire
à l’Université de Montréal
Le cycle solaire
Le champ magnétique du Soleil confère à cette étoile apparemment si
ordinaire une activité aussi étonnante que variée. Découvert sur la
base d'observation des taches solaires, le cycle solaire résulte de la
variation cyclique du champ magnétique interne du Soleil. Caractérisé
par des inversions de polarité magnétique tous les 11 ans environ, ce
cycle module fortement la fréquence de tous les phénomènes éruptifs
solaires pouvant influencer l'environnement géospatial. Même la
luminosité du soleil varie, quoique faiblement, en phase avec ce cycle
magnétique. Ces variations sont cependant beaucoup plus
substantielles à plus courtes longueurs d'onde, soit dans l'ultraviolet
et les rayons X.
Régions actives,
magnétogramme,
8/02/01,SOHO/MDI
Plages et réseau,
[CaK, 393.4nm, 10000 K],
8/02/01, BBSO
Régions actives et
filaments [Hα,656.3nm,
18000 K], 8/02/01, BBSO
Chromosphère
[HeII ,164.1nm, 50000K],
8/02/01, SOHO /MDI
Basse couronne,
[Fe IX/X , 17.1nm, 1x106K],
8/02/01, TRACE
Couronne
[Fe XIV , 28.4nm, 2x106K],
8/02/01, SOHO/EIT
Couronne, composante
chaude
[Rayon X, 5.5x106K],
8/02/01, YOHKOH/SXT
Les grands problèmes
Depuis des décennies, chaque nouveau télescope ou satellite
d'observation solaire soulève plus de nouvelles questions qu'il n'en
résout d'anciennes. Parmi les grands problèmes présentement à l'étude
en physique solaire, mentionnons:
•L'identification des mécanismes physiques sous-jacents au cycle
d'activité magnétique, et àses fluctuations sur de longues échelles
temporelles (le « climat spatial »);
•La prédiction des éruptions solaires et éjections coronales, et de leur
impact sur l'environnement géospatial (la « météo spatiale »);
•L'identification des mécanismes physiques responsables du
chauffage coronal;
•L'évaluation de l'impact de l'activité solaire dans son ensemble sur le
climat terrestre.
Éruption solaire,
[Fe XII , 19.5nm, 3x106K],
SOHO/EIT
EUV + Continu UV +
Visible,
06/06/00, TRACE
www.astro.umontreal.ca/~paulchar/grps/page_accueil.html
Instabilité de torsion se développant dans une boucle coronale dans la basse couronne. Le plan bleu foncé
représente la photosphère. Simulation numérique 3D, MHD isotherme et non dissipative.
Composante radiale du champ magnétique sous la surface du
soleil, à partir d’une simulation numérique MHD 3D de la
convection turbulente en régime anélastique, incluant la rotation.
Diagramme de bifurcation pour une
simulation numérique en MHD réduite
de la dynamo solaire.
Concentrations de flux magnétique sur une petite portion de la
photosphère solaire (droite), et l'équivalent produit par une
simulation numérique de type agrégation-diffusion (gauche). Les
deux couleurs indiquent la polarité magnétique.
La recherche à l'UdeM se
concentre principalement sur:
•Les mécanismes dynamos produisant la
régénération cyclique du champ
magnétique solaire;
•La simulation numérique directe des
interactions fluide-champ magnétique
•La modélisation de l'irradiance solaire totale
et spectrale;
•La modélisation des éruptions solaires et leur
prédiction par l'assimilation de données.