Boucles coronales, [filtre 17.1nm] 06/11/99, TRACE

1. La recherche en Physique Solaire à l’Université de Montréal Pourquoi la physique solaire? La physique solaire est la branche de l'astrophysique dédiée au Soleil. La proximité du Soleil en permet l‘étude à un 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. Photosphère et taches solaires 8/02/01, SOHO/MDI Couronne, composante chaude [Rayon X, 5.5x106K], 8/02/01, YOHKOH/SXT 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. Boucles coronales, [filtre 17.1nm] 06/11/99, TRACE Régions actives, magnétogramme, 8/02/01,SOHO/MDI 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. • 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 à ses 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. Couronne+chromosphère [composite 17.1 , 19.5 , 28.4 nm], 05/98, SOHO/EIT Plages et réseau, [CaK, 393.4nm, 10000 K], 8/02/01, BBSO Éruption Solaire, [composite 17.1 , 19.5 , 28.4 nm], 14/07/00, TRACE 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. Régions actives et filaments [Hα,656.3nm, 18000 K], 8/02/01, BBSO • 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. Éruption solaire, [Fe XII , 19.5nm, 3x106K], SOHO/EIT Chromosphère [HeII ,164.1nm, 50000K], 8/02/01, SOHO /MDI 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. Éjection coronale, Coronographe C3, SOHO/LASCO Basse couronne, [Fe IX/X , 17.1nm, 1x106K], 8/02/01, TRACE 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. 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. EUV + Continu UV + Visible, 06/06/00, TRACE Couronne [Fe XIV , 28.4nm, 2x106K], 8/02/01, SOHO/EIT www.astro.umontreal.ca/~paulchar/grps/page_accueil.html