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Les turbulences, la reconnexion et les éruptions solaires

La reconnexion magnétique est un processus essentiel pour le chauffage et l'accélération des particules lors des éruptions solaires. Les turbulences n'ont été prises en compte qu'à partir du moment où les simulations numériques ont autorisé l'exploration des phénomènes mutuels répartis sur une vaste échelle.
Les turbulences, la reconnexion et les éruptions solaires
Les éruptions solaires sont le résultat d'éruptions au niveau des structures de champ magnétique associées aux zones sombres à la surface du soleil. Pour mieux appréhender les éléments physiques caractéristiques de cette activité solaire, des scientifiques financés par l'UE ont travaillé sur la reconnexion magnétique.

Dans sa forme classique, soit sur la base d'une seule feuille de courant, la reconnexion est incapable d'atteindre des valeurs suffisamment élevées pour permettre l'émission d'énergie rapide propre aux éruptions solaires. Par ailleurs, il existe une grande différence entre l'intrant magnétique et les flux de particules accélérées.

Le projet SERAF (Solar eruptions and flares: Bridging the gap) a tenté de combler les lacunes entre la dimension liée à l'arrivée de l'énergie, à savoir l'épaisseur de la feuille de courant, et le taux de dissipation d'énergie. Le même problème se présente pour la dynamique des fluides classique puisque le taux de l'intrant énergétique, qui correspond généralement au diamètre du tube, est supérieur à l'échelle moléculaire.

Dans les liquides visqueux, les écarts sont comblés par un ensemble de petits vortex permettant le transfert de l'énergie vers les échelles les plus petites. Les chercheurs du projet SERAF ont tenté de résoudre l'écart au niveau de la reconnexion magnétique à l'aide de plusieurs îlots magnétiques, ou plasmoïdes, qui pourraient faire office de vortex.

Cette reconnexion magnétique turbulente a fait l'objet de simulations 3D numériques multi-échelles. La fragmentation des feuilles de courant à différentes échelles spatiales et temporelles, ainsi que l'extensibilité des équations magnétohydrodynamiques (MHD) ont permis aux chercheurs du projet SERAF de reproduire le phénomène.

Plus précisément, les scientifiques ont utilisé un code MHD basé sur la méthode des éléments finis et une grille auto-adaptative afin de représenter la formation de plasmoïdes toujours plus petites. Les résultats de la simulation ont été validés par des observations du soleil à l'observatoire ALMA (Acatama large millimeter/submillimeter array) au nord du Chili.

La reconnexion en cascade validée par les résultats du projet SERAF montre le lien entre la dynamique des éruptions à grande échelle et l'accélération des particules, à plus petite échelle. Le lien tant espéré entre les modèles «classiques» et «chaotiques» de la libération d'énergie lors des éruptions solaires vient d'être établi.

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Mots-clés

Turbulences, reconnexion magnétique, éruptions solaires, code MHD, méthodes des éléments finis, accélération des particules