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LE CHAMP MAGNÉTIQUE
DE LA COURONNE SOLAIRE
Jean-Jacques Aly
AIM, CE Saclay

1. Le champ magnétique du soleil
•Processus dynamo dans la zone
convective du soleil --> dynamo
oscillante de période moyenne P=22
ans.
•Description théorique: transformation
réciproque Bt<--> Bpdu fait de la
rotation différentielle (effet ) et de
la convection turbulente (effet ).
Effet possible de la circulation
méridienne.
•Tubes toroidaux produits remontent à
la surface (Archimède) et émergent
dans la couronne. Trace des tubes
visibles sur la photosphère (les plus
gros = taches solaires).

•Effet essentiel du champ B
dans la couronne: production
de processus éruptifs à
différentes échelles:
–Petites échelles --> chauffage
général de la couronne (maintien
de sa température à T=106 °K).
–Grandes échelles: libération
d’une grande quantité d’énergie
(jusqu’à 1032 ergs) sous
différentes formes: éruptions
solaires, éjections coronales de
masse (1016g de matière éjectées
à 350 km/s en moyenne),
protubérances éruptives.
•Scénario standard pour un
grand phénomène éruptif:

QuickTime™ et un
décompresseur Codec YUV420
sont requis pour visionner cette image.

2. Problèmes traités
•Phénomènes éruptifs: Approche analytique
–Formation de nappes de courant 3D dans un champ sans-
force complexe en évolution (pb du chauffage).
– Evolution d’un champ sans-force à grande échelle, en
essayant de répondre à la question suivante: Le champ B
d’une région coronale qui reçoit en permanence de l’énergie
à travers la photosphère peut-il être déstabilisé et s’ouvrir à
grande vitesse, produisant ainsi une nappe de courant
favorable au déclenchement d’un processus de reconnexion?
(justification du scénario standard pour les grands
phénomènes éruptifs).
•Phénomènes éruptifs: Approche numérique (en
collaboration avec T. Amari, J.F. Luciani).
–Mêmes questions.
–Effets dynamiques et résistifs inclus (possibilité en particulier
d’étudier en détail les processus de reconnexion).