Structures convectives mises en ´ evidence

L’assimilation de donn´ees solaires concernant la temp´erature, le champ magn´etique et le champ de vitesses de surface (Fig.5.7, en haut) permet d’effectuer les mˆemes observations faites lors de l’assimilation seule de cartes du champ magn´etique. Elle permet cependant d’en pr´eciser la teneur, ainsi que d’en effectuer de nouvelles. L’analyse des cartes du champ magn´etique, des champs de vitesses, des fluctuations locales de temp´erature ainsi que de la force de flottaison moyenne dans l’ensemble du domaine simul´e `a des profondeurs diff´erentes (Fig.5.7), couvrant la quasi-totalit´e de la zone convective, permet de rendre compte des observations suivantes :

56

• D’intenses tubes de champs magn´etiques essentiellement verticaux s’´etendent jusque dans le bas de la zone convective.

• Ils ´emergent en surface en formant les r´egions de polarit´es magn´etiques diff´erentes constituant la r´egion active (Fig.5.7, au centre `a gauche).

• Ces tubes de champ magn´etique prennent position dans les flux de masse descendants, en bordure directe des flux de masse ascendants (Fig.5.7, au centre `a droite).

• Leur pression interne est plus faible et ils subissent une force de flottaison positive plus importante que celle appliqu´ee au fluide environnant (Fig.5.7, `a droite).

• Leur pr´esence provoque une diminution du transport convectif d’´energie par les couches inf´erieures vers les couches sup´erieures ce qui se traduit par un refroidissement local (Fig.5.7, au centre). • Ces tubes de champ magn´etique subissent une force de flottaison dirig´ee vers l’ext´erieur de l’´etoile.

57

|B| Bz T1 Vz Force de flottaison

´

Echelle Variations par rapport

Profondeur logarithmique au pro↓l de r´ef´erence (arbitraire)

0T 0.95T -0.32T 0.40T -11500K +1370K -9.3km/s 14.6km/s -1 0 1 0 Mm −5 Mm −14 Mm −41 Mm −96 Mm −150 Mm

Figure 5.7 –Variation de l’´etat d’analyse avec la profondeur pour, de gauche `a droite, le logarithme de l’amplitude du champ magn´etique, la composante verticale du champ magn´etique, la fluctuation locale de temp´erature, la composante verticale du champ de vitesse et la force de flottaison moyenne du fluide pour la r´egion active AR9077, le 14 juillet 2000 `a 09 :00. Ces r´esultats correspondent `a une simulation pour laquelle les cartes de la composante verticale du champ magn´etique, les cartes de fluctuations locales de temp´erature ainsi que les cartes de la composante verticale des champs de vitesse ont ´et´e assimil´ees au niveau z = 0 Mm. Les structures magn´etiques composant le groupe de polarit´es magn´etiques de surface s’´etendent en profondeur jusque dans le bas de la zone convective non repr´esent´ee ici. Les valeurs physiques des ´echelles sont calibr´ees `a partir d’observations de surface.

La litt´erature nous informe sur la mani`ere dont s’organisent les structures magn´eto-convectives sous la surface solaire. Ainsi, les lignes de champs magn´etiques ´emergent de la photosph`ere et se reconnectent dans la couronne solaire [Foukal, 2004]. La pr´esence de flux de masse descendants sous les r´egions actives, d´etect´es par h´eliosismologie [Duvall et al., 1996], montrent que les r´egions

58

magn´etiquement actives de la photosph`ere solaire sont soutenues par plusieurs tubes de champs magn´etiques verticaux et non par un seul tube ”monolithique” [Duvall et al., 1996]. Ces tubes peuvent ˆetre ancr´es dans le fond de la zone convective car les taches solaires se fixent `a la surface solaire seulement quelques jours apr`es leur ´emergence, ce qui correspond au temps d’Alfv´en entre la surface et le bas de la zone convective [Moradi et al., 2010]. Ils peuvent toutefois ˆetre ancr´es ailleurs dans la zone convective bien que cela paraisse peu probable [Moradi et al., 2010]. Des simulations de la formation de r´egions solaires actives au niveau photosph´erique font ´etat de la pr´esence de boucles de champs magn´_{etiques de forme Ω/U sous les r´egions de polarit´es magn´etiques diff´erentes} [Cheung et al., 2010].

Bz et lignes Bx, By, Bz |B| et lignes Bx, By, Bz

Figure 5.8 –Structures magn´etiques de la zone convective solaire situ´ee sous la r´egion active AR9077 le 14 juillet 2000 `a 09 :00. La topologie du champ magn´etique a ´et´e reconstruite par assimilation de cartes du champ magn´etique vertical, du champ de vitesses verticales et de la temp´erature par l’algorithme du coup de coude direct et r´etrograde r´egularis´e. Gauche : Rendu volumique de l’intensit´e de la composante verticale du champ magn´etique ainsi que de quelques lignes de champ magn´etique `a l’issu d’une simulation pour laquelle les composantes verticales du champ magn´etique et du champ de vitesse, ainsi que les cartes de temp´erature de surface ont ´et´es assimil´ees. Vue de dessus. Les lignes de champ magn´etique connectent les r´egions de polarit´es magn´etiques diff´erentes sous la surface de mani`ere complexe. Droite : Rendu volumique de l’intensit´e du champ magn´etique ainsi que de quelques lignes de champ magn´etique pour la mˆeme simulation. Vue du cot´e droit. La connexion entre les r´egions de polarit´es magn´etiques diff´erentes se fait sous la forme de boucles en forme de U et s’´etendent profond´ement dans la zone convective.

Le r´esultat de la reconstruction des structures magn´eto-convectives sous une r´egion magn´eti- quement active de la photosph`ere solaire par notre mod`ele est compatible avec les consid´erations pr´ec´edentes. En effet, la reconstruction des structures magn´etiques de la zone convective (Fig.5.8) nous permet d’effectuer les observations suivantes :

• Les lignes de champs magn´etiques se connectent sous la surface solaire de mani`ere complexe. • Plusieurs tubes verticaux de champ magn´etique soutiennent la r´egion active en surface.

59 • Certains tubes verticaux de champ magn´etique sont torsad´es.

• Les tubes de champ magn´etique co¨ıncident avec des flux de masse descendants.

• Certains tubes de champ magn´etique atteignent le bas de la zone convective et y sont ´eventuel- lement ancr´es.

• Certains tubes de champs magn´_{etiques forment des boucles en Ω/U en connectant les r´egions de} polarit´es magn´etiques diff´erentes sous la surface.

Une simulation num´erique directe de la zone convective solaire sans assimilation de donn´ees pho- tosph´eriques ne permet pas de faire les observations pr´ec´edentes. Ces derni`eres ont donc bien ´et´e introduites par la reconstruction effectu´ee par notre mod`ele.