Modélisation du cycle solaire




Le cycle solaire

L'Origine des fluctuations du cycle

Cycles solaires dans les simulations 3D MHD de la convection

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Le cycle solaire

La regénération cyclique du champ magnétique solaire est le moteur de tous les phénomènes regroupés sous l'appellation "activité solaire". Il est maintenant généralement accepté que ce cycle doit son existence à l'opération d'une dynamo hydromagnétique à l'intérieur du soleil. Les détails de ce processus, cependant, demeurent controversés, plusieurs mécanismes physique distincts pouvant participer à l'effet dynamo.


Figure 1: 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 allant de 9 à 14 ans, avec une valeur moyenne de 11 ans. La période 1645-1715, durant laquelle très peu de taches furent observées, ne reflète pas un manque de données mais représente un épisode d'activité réduite appelé maintenant Minimum de Maunder. Les cycles sont numérotés d'apràs la convention introduite au 19ème siècle par Rudolf Wolf. Le cycle magnétique sous-jacent a une période du double du cycle des taches, ces dernières se formant quel que soit la polarité du champ magnétique solaire interne.

L'origine des fluctuations du cycle

Les travaux de modélisation du cycle solaire effectués par le groupe se situent dans le cadre des modèles de type Babcock-Leighton, où la regénération de la composante poloidale du champ magnétique solaire s'effectue par le biais de la désintégration des groupes de taches solaires. Il s'agit d'un mécanisme relativement bien contraint observationnellement. Nous travaillons, d'une part, à l'amélioration de ce type de modèles; spécifiquement, nous utilisons des simulations numériques pour remplacer certaines composantes des modèles actuels qui doivent etre spécifiés de manière plutot ad hoc. D'autre part, nous étudions les mécanismes pouvant conduire à des fluctuations dans l'amplitude du cycle, du genre de celles observées (voir Figure 1). Nos travaux récents ont démontré que le délai temporel important caractérisant la regénération des composantes magnétiques poloidale et toroidale (voir Figure 2A), respectivement, pouvait conduire à une foule de types de modulation d'amplitude, incluant la multipériodicité et le chaos (voir Figure 2B).


Figure 2A: Coupe méridienne schématique du soleil, montrant la forme supposée de la circulation méridienne dans la zone convective solaire (couvrant son 30% extérieur en rayon). Cet écoulement va de l'équateur vers le pole en surface, et du pole vers l'équateur en profondeur, et dans les modèles dynamo récents du type Babcock-Leighton, est responsable du transport du champ magnétique produit en surface par la désintégration des taches solaires [A] vers la base de la zone convective ([A]-[B]-[C]). Le fort cisaillement du à la rotation différentielle induit alors une composante toroidale, conduisant éventuellement à l'émergence de nouvelles taches solaires en surface [C]-[D], annoncant le début du prochain cycle.

Figure 2B: Diagramme de bifurcation d'un modèle dynamo numérique 2D du type Babcock-Leighton. Le paramètre en abcisse mesure l'intensité de du terme source de surface associé à la désintégration des taches. Chaque point représente l'amplitude d'un cycle, mesuré ici en termes de l'énergie magnétique. La transition vers le chaos par dédoublement de la période est des plus évidente. Des fenêtres périodiques (certaines très minces) existent dans le régime chaotique, et sont identifiées par leur périodicité. Ce diagramme ressemble fort à ce qu'on peut obtenir d'une simple formule itérative pour l'amplitude du cycle. Pour plus de détails voir l'article par Charbonneau, St-Jean et Zacharias cité plus bas.

En présence de "bruit" stochastique de faible amplitude, ces modèles peuvent également produire de l'intermittence, une alternance irrégulière entre des phases où l'amplitude du cycle est normale, et d'autres où elle tombe près de zéro (voir Figure 3). Un tel comportement se manifeste dans les observations des taches solaires (un bon traceur de l'intensité du champ magnétique solaire). Plus spécifiquement, une période d'activité réduite entre 1645 et 1715, maintenant appelée Minimum de Maunder (voir Figure 1), pourrait fort bien etre une manifestation de l'intermittence du cycle solaire.


Figure 3: Intermittence dans un modèle dynamo numérique 2D du type Babcock-Leighton. La partie A présente une séquence temporelle du champ magnétique toroidal à la base de la zone convective, supposé proportionnel au nombre de taches solaires produites. La partie B est un diagramme temps-latitude construit à la même profondeur, et illustrant la migration vers l'équateur du champ magnétique, l'intensité de ce dernier étant codée par l'échelle de couleur. Pour plus de détail voir l'article par Charbonneau, Blais-Laurier et St-Jean cit&eacite; plus bas.


D'autres aspects des fluctuations de l'amplitude du cycle solaire trouvent également une explication naturelle dans le cadre de ces modèles dynamo. C'est par exemple le cas de l'effet Gnevyshev-Ohl, soit une tendance marquée à l'alternance régulière de cycles de plus grande et plus petite amplitude que la moyenne (voir Figure 4A). D'autres demeurent plus difficile à reproduire de manière robuste, comme la loi de Waldmaier, une anticorrélation marquée entre l'amplitude des cycles et leur temps de montée (voir Figure 4B). Mais le travail continue...


Figure 4A: La dite Loi de Gnevyshev-Ohl, indiquant que l'amplitude des cycles des taches solaire tendent à alterner régulièrement entre des valeurs plus élevées et plus faibles que la moyenne (trait bleu sur la Figure). Selon la convention de numérotation de Wolf (cf. Figure 1), l'amplitude des cycles impairs a été systématiquement supérieure à celle des cycles pairs pour les cycles 9 à 21 inclusivement. Pour plus de détail voir l'article par Charbonneau, St-Jean et Beaubien cité plus bas.

Figure 4B: La dite Loi de Waldmaier, soit une anticorrélation marquée entre l'amplitude maximale du cycle solaire, et le temps requis pour passer du nombre de tache minimal (au début du cycle) à sa valeur maximale dans le cycle. Numérotation des cycles suivant celle de la Figure 1. Cette anticorrélation indique que les cycles de plus grande amplitude s'établissent plus rapidement, une propriété difficile à reproduire de manière robuste à l'aide des modèles dynamos actuels.

Cycles solaires dans les simulations 3D MHD de la convection

Nos simulations magnetohydrodynamique tridimensionnelle de la zone convective solaire parviennent à produire un champ magnétique bien organisé aux grandes échelles spatiales, inversant sa polarité magnétique sur des échelles de temps de l'ordre de quelques décennies. La Figure 5A en montre un exemple, sous la forme d'un diagramme temps-latitude ("papillon") de la composante toroidale du champ magnétique extrait à l'interface entre la zone convective et la couche convectivement stable sous-jacente. La partie B est un second diagramme temps-latitude, cette fois pour la moyenne zonale de la composante radiale du champ magnétique de surface. Ce dernier est caractérisé par un moment dipolaire bien défini, aligné à l'axe de rotation et inversant sa polarité essentiellement en phase avec la composante toroidale à la base de l'enveloppe convective.


Figure 5: (A) Diagramme temps-latitude des moyennes zonales de (A) la composante toroidale du champ magnétique, construit à la base de l'enveloppe convective, et (B) la composante radiale du champ magnétique en surface, dans une simulation MHD 3D de la convection solaire. L'échelle de couleur code l'intensité de la composante magnétique, mesurée en tesla. Cette simulation développe un champ magnétique bien structuré aux grandes échelles spatiales, antisymétr ique par rapport à l'équateur et sujet à des inversions de polarité se produisant de maniere régulière sur une échelle de quelques décennies. Ca ressemble beaucoup au cycle solaire! Simulation par M. Ghizaru.

Le champ montre une antisymétrie bien marquée par rapport au plan équatorial, en profondeur une tendance à la migration équatoriale dans le cours du cycle, des fluctuations d'amplitude d'un cycle à l'autre, et un bon niveau de synchronisme (sans être parfait) entre les hémispheres solaires Nord et Sud. C'est du jamais vu dans ce type de simulations hautement turbulentes! À suivre!


Qui travaille là-dessus dans le groupe: Paul Charbonneau, Dário Passos, Corinne Simard, Alexandre St-Laurent-Lemerle.


Publications récentes du groupe sur ce sujet:


   Dernières modifications le 14 avril 2010 par

paulchar@astro.umontreal.ca.

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