Le Soleil et les étoiles de type solaire possèdent un cycle d’activité magnétique dont l’origine est encore mal comprise. L’irrégularité du cycle solaire de 11 ans ou le minimum de Maunder observé au 17-18ème siècle en sont les exemples les plus marquants. Une équipe franco-américaine comprenant S. Brun du Service d’Astrophysique/Laboratoire AIM du CEA-Irfu a pour la première fois obtenu grâce à des simulations numériques 3-D hautes performances plusieurs caractéristiques très similaires à la dynamo solaire. Ces simulations montrent à la fois une activité magnétique cyclique avec une période multi-annuelle, une propagation équatoriale de l’activité vers l’équateur formant un diagramme dit papillon similaire à celui du Soleil et une entrée et une sortie d’un grand minimum d’activité comme lors du minimum de Maunder. Les résultats de ces travaux, rendus possibles grâce à la puissance des ordinateurs des grands centres de calculs GENCI, PRACE et US, sont publiés dans la revue The Astrophysical Journal. Ils permettront de mieux préparer les futures missions d’observations des étoiles de type solaire.
Déplacements de rubans magnétiques
Le Soleil présente des épisodes d’activité divers et variables, et ce à différentes échelles temporelles et spatiales. Le cycle solaire de 11 ans, basé sur l’observation du nombre de taches à sa surface, a montré des irrégularités d’intensité notoires entre les cycles 23 et 24. Un autre épisode remarquable, appelé minimum de Maunder, repose sur l’observation au 17ème et 18ème siècle, d’un nombre de taches solaires significativement inférieur. Ces différents états d’activité et leurs caractéristiques sont liés à l’activité du champ magnétique de l’étoile qu’il convient ainsi d‘étudier en détail pour mieux connaître et peut-être prédire ces différents cycles. Hors, le système hautement complexe constitué par la génération de champ magnétique dans les zones convectives turbulentes des étoiles rend cette étude analytiquement très difficile. En s’appuyant sur le code numérique ASH (Anelastic Spherical Harmonics) développé par S. Brun et ses collaborateurs, les chercheurs sont parvenus à décrire l’activité magnétique des étoiles de type solaire, plus précisément d’une étoile tournant trois fois plus vite que le Soleil (donc plus jeune). La simulation numérique a mis en évidence plusieurs inversions de la polarité du champ magnétique généré par effet dynamo dans l’enveloppe convective magnétisée. La période du cycle est d’environ 3.4 ans, pour un cycle complet de 6,8 ans, pour revenir dans le même état de polarité (par exemple positif au pôle nord).
Représentation sous la forme d’un diagramme dit papillon (latitude-temps) de l’activité cyclique de la simulation dynamo obtenue avec le code ASH. Les composantes radiale (graphique supérieur, a) et longitudinale (graphique b) du champ magnétique sont représentées durant 24 cycles couvrant un intervalle temporel de 80 ans. On note l’apparition d’un minimum d’activité vers le cycle 11 et sa sortie vers le cycle 16 pour reprendre un cycle régulier. L’échelle de couleur est une mesure de la polarité du champ magnétique (rouge positive, bleu négative).
L’origine de l’inversion magnétique est liée à la haute variabilité temporelle de la génération de la composante poloïdale du champ magnétique au bord des rubans magnétiques (voir image en haut de cette page ou cliquer ici, les couleurs rouge et bleu indiquant respectivement une polarité positive et négative). L’action de la convection turbulente génère un champ poloïdal de sens opposé qui finit par envahir toute la zone convective de l’équateur vers les pôles de l’étoile au fur et à mesure que les rubans magnétiques se déplacent vers l’équateur et s’y annulent par reconnection du flux magnétique.
Minimum et maximum d’activité
Le cycle stellaire moyen réalisé dans le cadre de la simulation indique deux branches de propagation: une vers l’équateur partant des moyennes latitudes et une autre vers les pôles déphasée et de polarité opposée. Une étude précise des mécanismes physiques à l’origine de la dynamo et de son cycle et du diagramme papillon de propagation révèlent que c’est la rétroaction associée a la force du champ magnétique sur le cisaillement à grande échelle (rotation différentielle) présent dans l’enveloppe convective qui est la clé de la dynamo et de sa saturation. Ce mécanisme induit des oscillations dites torsionnelles comme observées dans le Soleil mais de plus grande amplitude, car le niveau d'activité est plus intense par le choix d’un taux de rotation 3 fois solaire représentant un Soleil jeune.
Cycle d’activité moyen réalisé dans la simulation ASH. Le cycle magnétique d’une durée totale de 6.8 ans est composé de deux cycles d’activité à la polarité inversée d’environ 3.4 ans. On remarque les deux branches: équatoriale et polaire comme dans le Soleil. La période de 3.4 ans est liée à la rotation rapide de l’étoile, 9 jours, soit 3 fois le taux solaire.
L’origine du minimum d’activité entre les cycles 11 et 16 est lié à une croissance forte du mode quadrupolaire (symétrique par rapport à l’équateur) qui perturbe le cycle régulier plutôt dominé par la topologie dipolaire du champ magnétique. L’interaction entre ces deux familles de dynamo est directement reliée à la nature hautement turbulente et variable de la convection et de l’existence d’une forte modulation de la rotation différentielle. Un tel comportement a été observé dans le Soleil, comme durant le minimum de Maunder (où les rares taches détectées durant cette période ne sont apparues que dans l’hémisphère solaire sud)ou plus récemment celui de Dalton, une autre période d’activité faible du Soleil apparue fin 18ème début 19ème siècle.
Il est encourageant que les simulations numériques 3-D magnétohydrodynamiques (MHD) de la convection et du magnétisme stellaire commencent à produire des résultats réalistes, décrivant de nombreuses caractéristiques de la dynamique complexe et du magnétisme des étoiles. Ceci prépare au mieux à l’arrivée de données précises sur les étoiles avec des instruments ou satellites tels que Spirou (au télescope CFHT), Plato (lancement en 2024) ou Gaia (en opération).
Contact : Allan-Sacha BRUN
Publication :
" Grand minima and equatorward propagation in a cycling stellar convective dynamo "
Augustson K., Brun A.S., Miesch M., Toomre J., publié dans la revue The Astrophysical Journal, 20 août 2015
voir aussi : Le site du Laboratoire Dynamique des Etoiles et de leur Environnement (notamment sa rubrique Actu/Faits marquants)
Rédaction : S. Brun, C. Gouiffès
• Structure et évolution de l'Univers › Planètes, formation et dynamique des étoiles, milieu interstellaire
• Le Département d'Astrophysique (DAp) // UMR AIM
• Dynamique des Etoiles, des Exoplanètes et de leur Environnement
