La décadence de la paire de taches solaires élucide les propriétés des caractéristiques magnétiques mobiles à proximité.

30 janvier 2024 caractéristique

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par David Appell , Phys.org

Des scientifiques étudiant les taches solaires ont trouvé des indices importants sur les caractéristiques magnétiques de leur décomposition. Cela permettra de comprendre l'évolution et l'origine réelle de ces phénomènes magnétiques mystérieux. Les résultats sont publiés dans The Astrophysical Journal.

Comprendre les taches solaires est crucial pour comprendre le cycle solaire, le changement périodique d'environ 11 ans qui modifie la production d'énergie du soleil, ainsi que la fréquence et l'intensité des éruptions solaires qui peuvent avoir une influence négative sur les satellites et les réseaux électriques terrestres. (Le "cycle" solaire peut durer de huit à 14 ans.)

Les taches solaires semblent assez simples de loin, mais ce sont des zones complexes où la lumière du soleil est piégée par des champs magnétiques enchevêtrés. Ce sont des régions temporaires de température réduite qui apparaissent comme des taches sombres à la surface du soleil, où le flux magnétique restreint supprime la convection qui amène la chaleur interne du soleil à la surface. Une tache solaire a la taille de la Terre, et elles apparaissent souvent par paires.

La décomposition des taches solaires n'est pas bien comprise non plus. L'umbra central d'une tache solaire est sombre et possède les champs magnétiques les plus forts ; le penumbra qui l'entoure, pouvant entourer plusieurs taches solaires, est plus lumineux (mais toujours plus sombre que le soleil) et est composé de régions allongées appelées filaments pénombraux.

Les taches solaires à part entière sont entourées de régions granulaires de convection, et celles-ci peuvent former des cellules de fosse appelées supergranules, qui sont principalement des régions annulaires non magnétiques. Les cellules de fosse s'étendent de 10 à 20 millions de mètres au-delà de la limite du penumbra de la tache solaire.

A l'intérieur de la cellule de fosse se trouve le flux de fosse, un lent flux radial sortant du plasma dirigé loin du centre du soleil, c'est-à-dire loin de la tache solaire. Puis, à l'intérieur de ces mouvements, se trouvent de petites caractéristiques magnétiques mobiles (MMFs) qui se déplacent loin de la tache solaire et dépendent des champs magnétiques dans le penumbra de la tache solaire.

Des scientifiques chinois ont observé deux taches solaires adjacentes pendant sept jours en 2022, avec des données prises par le Helioseismic and Magnetic Imager à bord de l'observatoire de dynamique solaire (lancé en 2010) et se sont concentrés sur la relation entre la décroissance du flux magnétique des deux taches solaires et le transport du flux magnétique par les MMFs. (Le "flux magnétique" peut être envisagé comme l'écoulement ou l'entrée de lignes de champ magnétique à travers une zone bornée.)

Les taches solaires ont tourné en sens inverse des aiguilles d'une montre autour l'une de l'autre d'environ 13 degrés par jour pendant les cinq premiers jours, puis la rotation s'est arrêtée. En déterminant les limites de l'umbra et des pénombres par des variations de l'intensité solaire par rapport à la moyenne de la région calme du soleil, ils ont observé des champs de vitesse horizontaux du plasma, ce qui a permis d'estimer le flux magnétique des MMFs.

Les taches solaires de la paire ont chacune décru à un rythme d'environ 15 millions de km2 par jour, une superficie environ équivalente à celle de l'Antarctique. En conséquence, le taux de diminution du flux magnétique à travers la tache solaire est de l'ordre de 1020 maxwells par jour, où un maxwell (Mx) est l'unité de mesure du flux magnétique, équivalent à un gauss par cm2. (Le champ magnétique terrestre, bien que variable, est d'environ 0,2 à 0,6 gauss.)

Dans ce cas, les MMFs, ces petits volumes magnétiques à petite échelle qui se déplacent radialement loin de leur tache solaire, avaient une taille d'environ 2 secondes d'arc vues de la Terre et se déplaçaient d'environ 400 mètres par seconde.

La relation entre la perte de flux magnétique d'une tache solaire en décomposition et les MMFs reste mystérieuse. Mais les paramètres quantitatifs mesurés ici établissent que "la formation de caractéristiques magnétiques mobiles dépend des champs magnétiques pénombraux", ont déclaré Yang Peng et Zhike Xue par e-mail, auteurs respectifs de l'Observatoire du Yunnan de l'Académie chinoise des sciences et de l'Université de l'Académie chinoise des sciences.

« Nos résultats montrent qu'un grand nombre de MMFs se formeront également dans la région sans pénombre, et que les MMFs verticaux (MMFs dont le champ magnétique est vertical) dans cette région ont considérablement augmenté par rapport à ceux autour de la pénombre, ce qui est étroitement lié à l'ombra nue dans le granule. »

Ces observations suggèrent que ces MMFs ayant des champs magnétiques verticaux sont étroitement liés à la désintégration de la tache solaire, et que la plupart des MMFs de la région située entre les deux taches solaires peuvent se former directement à partir de l'ombra de la tache solaire.

« Les résultats fournissent des indices possibles sur l'origine réelle des MMFs », ont déclaré Peng et Xue.

Journal information: Astrophysical Journal

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