Le cycle de vie des régions actives solaires

Le Soleil est une étoile dynamique qui montre plein de formes d'activité, dont la formation de Régions Actives (AR). Ce sont des zones où le champ magnétique est beaucoup plus fort que dans l'espace environnant. Les AR apparaissent sur le Soleil sous forme de groupes de taches sombres, appelées Taches solaires, qui sont plus froides que leur environnement. Ces taches changent de forme et de taille au fil du temps, passant par différentes phases de croissance et de déclin.

#Phases des Régions Actives

Chaque AR a un cycle de vie qui peut être divisé en deux phases principales : la phase d'émergence et la phase de déclin. La phase d'émergence se produit quand de nouvelles taches solaires apparaissent pour la première fois, tandis que la phase de déclin fait référence à la disparition progressive de ces caractéristiques. La phase d'émergence a été largement étudiée, mais la phase de déclin a reçu moins d'attention. C'est surtout parce que le déclin peut prendre plusieurs semaines, et souvent les taches solaires sortent de la vue à cause de la rotation du Soleil.

#Durées de Vie des Taches Solaires et Modèles

La durée de vie d'un groupe de taches solaires est liée à sa taille, suivant un principe connu sous le nom de règle de Gnevyshev-Waldmeier. Divers modèles ont été proposés pour expliquer comment le Flux magnétique dans les AR diminue. Certains modèles suggèrent que la turbulence dans le plasma solaire joue un rôle important dans le processus de déclin. D'autres proposent que la turbulence extérieure décompose les structures magnétiques à l'intérieur de la tache solaire.

#Observation du Flux Magnétique

Les instruments solaires modernes fournissent des infos détaillées sur le champ magnétique du Soleil. Au lieu de mesurer directement la surface des taches solaires, les chercheurs peuvent utiliser des données sur le flux magnétique total des AR pour suivre leurs changements au fil du temps. Ce flux magnétique est lié à la force du champ magnétique et à la zone qu'il occupe.

#Structures Magnétiques et Déclin

Dans la phase de déclin, le champ magnétique à l'intérieur d'une tache solaire reste relativement fort, ce qui entraîne une perte de flux magnétique plus lente. Les observations montrent que même après que les taches solaires s'estompent, des structures magnétiques plus faibles peuvent rester. Cela indique que la vie d'une AR est plus longue que le groupe de taches solaires visible.

#Caractéristiques Magnétiques Mobiles

Un autre phénomène observé pendant le déclin des AR est la présence de caractéristiques magnétiques mobiles (MMFs). Ce sont de petits éléments magnétiques qui se détachent de zones plus grandes et se déplacent vers l'extérieur. Les recherches ont montré que le flux magnétique transporté par ces caractéristiques peut dépasser la perte liée aux taches solaires.

#Collecte de Données et Méthodes

Pour analyser les taux de déclin des AR, les chercheurs ont utilisé des données d'un observatoire solaire qui collecte des magnétogrammes depuis 2010. Ils se sont concentrés sur un ensemble de données spécifique de 910 AR observées sur une période de sept ans. Les données collectées leur ont permis de suivre visuellement les changements de flux magnétique pour chaque AR.

#Identification des Régions Actives

Les chercheurs ont examiné visuellement les magnétogrammes pour isoler les AR pour leur analyse. Ils ont veillé à ce que les régions sélectionnées incluent tout le flux magnétique pertinent pendant la période d'observation. Une attention particulière a été portée à ne pas inclure les influences magnétiques externes des AR voisines.

#Mesure du Flux Magnétique

En utilisant les données préparées, les chercheurs ont calculé le flux magnétique total non signé pour chaque AR. Cela a nécessité d'identifier un intervalle de temps pendant lequel le flux magnétique diminuait de façon constante. Pour assurer l'exactitude, une méthode automatique a été développée pour déterminer les segments de déclin du flux magnétique au fil du temps.

#Analyse des Taux de Déclin

Le taux de déclin a été calculé en ajustant un modèle linéaire aux données collectées pendant la phase de déclin. Le pic de flux magnétique pour chaque AR a été établi en fonction de la valeur la plus élevée observée durant son cycle de vie.

#Résultats de l'Étude

L'analyse a révélé plusieurs découvertes importantes :

1. La plupart des AR suivaient un schéma prévisible où le taux de déclin dépendait du pic de flux magnétique. Les AR plus grandes avaient généralement un taux de déclin plus lent par rapport aux plus petites.

2. Un groupe spécifique d'AR unipolaires a été identifié, montrant un taux de déclin anormalement bas, ce qui signifie qu'elles ont conservé leur flux magnétique plus longtemps que prévu.

3. Les chercheurs ont également comparé les taux d'émergence et de déclin du flux magnétique, constatant que les taux d'émergence étaient systématiquement plus élevés.

#Conclusion

La recherche a mis en évidence la complexité de l'activité solaire et le comportement des champs magnétiques dans les AR. L'émergence d'une AR est généralement plus rapide que son déclin, et différents mécanismes physiques régissent ces processus. L'existence d'AR unipolaires de longue durée suggère qu'il faut approfondir les recherches pour comprendre les facteurs sous-jacents qui contribuent à leur stabilité. Les résultats de cette étude fournissent une base pour de futures investigations sur l'activité magnétique solaire et son impact sur la météo spatiale.