La granulation solaire
Tout au long de notre projet nous avions pour but de quantifier les champs magnétiques solaires mais aussi de comprendre comment, à partir de données de polarisation, nous pouvions remonter à leur répartition dans les régions calmes du Soleil. Avant tout, commençons par définir ce à quoi correspondent les « régions calmes du Soleil ».
Dès que l’on s’intéresse à la surface solaire (ou photosphère), l’une des premières choses que l’on peut observer est un grand nombre de petits motifs qui peuplent la totalité du disque solaire, que l’on appellera par la suite « granules ». Ces granules ont une taille caractéristique d'environ 1200km, elles apparaissent et disparaissent perpétuellement. Une granule est en fait la conséquence d'un phénomène physique qui apparaît au sein du plasma solaire : les mouvements de convection.
La convection donne naissance à des mouvements macroscopiques de matière qui transportent de l'énergie. Les régions plus chaudes sont moins denses et subissent une poussée d'Archimède dirigée vers le haut tandis que les régions plus froides sont plus denses et sont repoussées vers le bas par la force de gravité.
Il y a donc des zones où le plasma remonte à la surface, perd en énergie, se refroidit, puis redescend.
Dans ces zones, seuls des champs magnétiques faibles seront observés. En effet, cela s’explique par le fait que dans ces régions, la pression magnétique est petite par rapport à la pression du gaz, par conséquent on dit que le champ magnétique résultant est faible.
Remarque : la granulation solaire présente des motifs de type fractale, ainsi, des granules peuvent être présentes peu importe l'échelle à laquelle on regarde. Cela peut aller jusqu’à l’échelle des super-granules.
Et voici enfin une vidéo de la surface du Soleil où l'on aperçoit très nettement la granulation !
L'effet Zeeman
Il existe différents moyens de mesurer les champs magnétiques solaires. L’une d’elle consiste à mesurer l’écart Zeeman. Des atomes plongés dans un champ magnétique, vont provoquer la séparation des raies en plusieurs composantes. La mécanique quantique prédit que les raies se décalent en longueur d’onde (par rapport à la position de la raie sans champ magnétique) d’une quantité :
Avec λ longueur d’onde de la raie en Å, B le champ magnétique en Gauss, gl le facteur de landé correspondant, c la célérité de la lumière, m la masse de l'électron, q la charge élementaire et où 2∆λB est l'écart Zeeman, expliqué par le schéma ci-dessous :
En présence d'un champ magnétique, les raies spectrales d'une source lumineuse se subdivisent en plusieurs composantes, où chacune de ces composantes présentent une polarisation.
Nous allons expliquer ce principe de 2 manières différentes.
Explication classique
Explication quantique
La polarisation
Dans ce projet, si il y a bien une chose qu'il faut avoir compris, ce sont les paramètres de Stokes. Toutes les théories que nous avons utilisé pour la mesure des champs magnétiques sont basées sur ces quatre paramètres.
• I est l’intensité totale mesurée qui sera strictement positive.
• Q et U servent à décrire la polarisation linéaire.
• V sert à décrire la polarisation circulaire.
Comme nous avons pu le voir, l’utilisation d’un polarimètre permet de mesurer le vecteur de Stokes incident S = (I, Q, U, V) .
Voici le type d'image que l'on obtient en traçant I en fonction de λ :
Comme dit précédemment, la raie Fe1 à gauche est à 630,15 nm et Fe2 est à 630,25 nm.
Nous pouvons aussi tracer Q, U et V en fonction de λ et afficher des cartographies de polarisations, mais afin de ne pas surcharger la page, tout cela est disponible dans la galerie 1 !