Le champ magnétique est le moteur de l'activité solaire. Ce champ magnétique est généré spontanément, amplifié et auto-entretenu grâce à l'effet dynamo qui consiste à convertir l'énergie mécanique en énergie électromagnétique. Pour le soleil, cet effet dynamo se développe au niveau de la tachocline, où la rotation différentielle entre zone radiative et convective fournit les conditions nécessaires : un fluide conducteur, de l'énergie cinétique par mouvement de rotation, et des mouvements de convection.

L'effet dynamo est quasi-unaniment accepté comme étant le mécanisme de base pour la création et le maintien du champ magnétique solaire. Cependant, les détails de la théorie sont toujours débatus et constitue actuellement un domaine actif de recherche.

En effet, alors que l'effet dynamo est capable de produire un champ magnétique, le Soleil fournit de fortes contraintes observationnelles sur l'évolution spatiale et temporelle du champ magnétique généré. La théorie de l'effet dynamo doit notamment permettre de reproduire :

• Le cycle de 11 ans : Le champ magnétique solaire est à grande échelle dipolaire. Tout les 11 ans, les pôles magnétiques s'inversent.
• le diagramme papillon : Le champ magnétique solaire émerge localement à la surface et forment les taches solaires. Sur plusieurs cycle de 11 ans, l'évolution spatiale des taches solaires au cours du temps de ces régions présente un schéma périodique

Diagramme papillon

Evolution au cours du temps de la position en latitude des taches solaires à la surface du disque solaire.

Crédit : irfu. cea.fr

Le champ magnétique global du soleil est dipolaire. Pour représenter les lignes de force de ce champ magnétique il suffit de déterminer la forme du champ magnétique dans l'espace pour un dipole magnétique localisé au centre du Soleil. L'expression d'un tel champ magnétique à une distance suffisament grande du dipole magnetique est donné par:

. En coordonnées cylindrique on définit et comme illustré sur le shéma ci-contre (haut). En développant cette expression, on obtient : et . On ontient une solution paramétrique en fonction de r et . En calculant les lignes de forces telle que, en tout point, une ligne de force est colinéaire au champ B, i.e., , on obtient un champ B dans l'espace .

géométrie du dipole solaire

Haut : Géométrie pour calculer le champ magnétique du dipole solaire B, à partir d'un moment magnétique m localisé au centre du Soleil. Bas : Lignes de champs générées par un moment magnétique m.

La structure dipolaire du champ magnétique solaire à grande échelle est modifiée par la présence d'un vent solaire. Le vent est le flot de plasma qui constitue l'héliosphère. En s'éloignant de la surface solaire, l'amplitude du champ magnétique diminue, i.e., la pression magnétique diminue et le du plasma augmente pour atteindre des valeurs . La pression dynamique du plasma est alors la variable dominante. Le vent solaire étant majoritairement un flot radial de plasma, ceci a pour conséquence d'étendre les lignes de champ magnétique jusqu'au limite de l'héliosphère. Le champ magnétique coronal à grande échelle est alors défini par l'équilibre entre la pression dynamique du plasma et la tension magnétique du champ dipolaire.

Dans la couronne solaire, la présence du vent conduit alors à 'ouvrir' les lignes de champ magnétique externe du dipole solaire. On distingue 2 types de structures de base du champ magnétique coronal :

• les trous coronaux polaires : champ magnétique ouvert aux pôles
• les streamers: boucles coronales fermées à grande échelle qui connectent les 2 hemisphères solaires

La nature du champ magnétique coronal est importante puisqu'elle définie si le plasma coronal reste confiné dans les régions fermées où si le plasma s'échappe vers l'espace interplanétaire le long des lignes de champ ouvertes.

Pour déterminer le champ magnétique coronal en équilibre tel que défini plus haut, il faut résoudre les équations de la magnéto-hydrodynamique. Il n'existe pas de manière simple de résoudre analytiquement ces équations et une approche numérique est nécessaire.

Le champ magnétique solaire à grande échelle

Haut : Lors des éclipses totales, on observe la structure magnétique de la couronne solaire en lumière blanche. Ici l'eclipse du 26 Février 1998 observée au Venezuela. Au pôle on retrouve les structures ouvertes vers l'espace interplanétaire tnadis qu'à l'équateur, les structures sont fermées. Bas : Résultat d' une simulation numérique montrant les lignes de champ magnétique à grande échelle du Soleil. Les lignes vertes sont ouvertes vers l'espace interplanétaire tandis que les lignes bleues et jaunes sont fermées.

Crédit : Observatoire de Paris

L'activité solaire repose sur la formation et la disparition des régions actives. Une région active est une région multi-polaire de forte concentration de champ magnétique, pouvant atteindre 1000 Gauss (10^-4 Tesla) en comparaison avec le champ magnétique ambiant de quelques gauss seulement. Leur taille varie de quelques dizaine de pour les petites régions actives à quelques centaines de Mm pour les plus imposantes. Ces régions actives se forment par le processus d'émergence de flux magnétique de l'interieur solaire vers l'atmosphere. Mais comment passe-t-on d'un champ magnétique dipolaire à un champ mutli-polaire en surface ?

C'est la rotation différentielle de la zone convective (plus rapide aux pôles qu'à l'équateur) qui conduit à l'enroullement des lignes de champ magnétique. De plus, les cellules de convection déforment localement le champ magnétique et il se forment des tubes de flux distincts.

Schéma de l'emergence de flux à grande échelle

Emergence du champ magnetique suite a la deformation du champ magnetique poloidale sous l'effet de la rotation differentielle. Les lignes pleines sont dans l'atmosphere solaire tandis que les lignes en pointilles sont dans l'interieur solaire.

Crédit : Obs. de Paris (K.-L. Klein)

Contrairement à ce que l'on pourrait penser, une région active n'emerge pas d'un bloc. Ce sont tout d'abord des fractions de petits tubes de flux qui émergent successivement et fusionnent les un avec les autres pour former les larges concentrations de champ magnetique que l'on observe à la surface solaire. Ces tubes de flux sont transportés vers la surface solaire via les mouvements de convection de la zone convective. Ces tubes de flux émergeants ont une forme en , le vecteur champ magnetique sort de la surface à un pied et 'replonge' dans le soleil à son autre pieds. Cela se traduit par l'apparition d'un bipole magnetique dont les 2 polarités, positive (blanc sur la figure) et négative (en noir sur la figure), correspondent aux deux pieds des boucles magnétiques formées par le tube du flux qui a émergé.

Emergence du champ magnétique

Haut : Mesure du champ magnétique à la surface solaire. On remarque la présence de région active ainsi que de multiples concentrations plus faible de flux magnétique. Bas : L'image de fond représente les mesures du champ magnétique par le satellite SoHO. Les polarités positives sont en blanc et les polarités négatives en noire. Les lignes vertes montrent des lignes de forces du champ magnétique reconstruit tri-dimensionnellement.

Crédit : LESIA - Observatoire de Paris

Les mesures du champ magnétiques sont obtenues depuis l'espace. Le Solar Dynamics Observatory (NASA), fournit des mesures du champ magnétique à très haute résolution spatiale et temporelle avec son instrument Helioseismic and Magnetic Imager. A partir de ces mesures, il est possible de reconstruire numériquement le champ magnétique dans un volume de la couronne, ce qui permet de connaitre la structure magnétique des régions actives et de la couronne en générale. Le champ magnétique étant l'origine de l'activité solaire, en connaitre les propriétés est un apport essentiel pour l'étude des éruptions.