Modélisation de l'évolution du réseau magnétique au cours du cycle solaire

Le réseau magnétique consiste en un ensemble de petites concentrations  de flux magnétique sur la photosphère solaire. Vu sa petite échelle de taille  et de flux, à la limite de  détection, son comportement n'est connu que depuis récemment.  Les interactions du réseau sont pourtant cruciales afin de comprendre  la dynamo et l'irradiance solaires, car beaucoup de caractérisques du réseau   dépendent de ces interactions. De plus, le réseau est la principale  contribution magnétique surfacique à l'irradiance solaire.  Les modèles existants du réseau ne tenaient jusqu'à maintenant pas compte  des interactions du réseau. Nous avons  tenté de combler cette lacune avec notre modèle.  Nos simulations impliquent une marche aléatoire en 2D de tubes de flux  magnétiques sur la photosphère solaire. Les tubes de flux sont injectés puis  soumis à des règles de déplacement et d'interaction.  L'injection se fait à deux échelles, respectivement la plus petite et la  plus grande observables: les tubes de flux élémentaires et les taches solaires.  Des processus de surface imitant ceux observés sont inclus, et consistent  en l'émergence, la  coalescence, l'annulation et la submergence de flux. La fragmentation des  concentrations n'est présente que pour les taches, sous forme de  désintégration libérant des tubes de flux. Le modèle est appliqué au cycle solaire 21 (1976-1986, le mieux documenté  en termes de caractéristiques de taches solaires.   Il en résulte des réponses à deux questions importantes en physique solaire.   La première est: l'injection de flux magnétique à deux échelles très distinctes  peut-elle conduire à une distribution de flux en loi  de puissance comme on l'observe, si l'on inclut des processus de surface  qui retraitent le flux? Cette question est étroitement liée à  l'origine de la dynamo solaire, qui pourrait produire ladite  distribution. Nous trouvons qu'on peut effectivement produire une telle  distribution avec ce type d'injection et ce type de  processus de surface. Cela implique  que la distribution de flux observée ne peut servir à déterminer quel type  de dynamo opère dans le Soleil.  La deuxième question à laquelle nous avons apporté un élément de réponse  est celle  à savoir combien de temps il faut au réseau pour retrouver son état d'activité  de base. Cet état a été observé lors du minimum de Maunder en 1645-1715  et touche de près la  question de l'influence de l'activité solaire sur le climat terrestre. Le  récent minimum d'activité est considéré par certains comme ayant atteint  cet état. Nous trouvons plutôt que ça n'a pas été le cas. En effet, le  temps de relaxation du réseau que nous avons calculé est supérieur au temps  écoulé entre la fin du dernier cycle solaire d'activité et celui de l'amorce  du présent cycle. The magnetic network is an ensemble of small magnetic flux concentrations  on the solar photosphere. Given its small scale in size and flux, at the  detection limit, its behavior has only been known since recently.  The network's interactions are crucial in understanding the solar dynamo  and the solar irradiance, as many network characteristics depend on  these interactions. The network is the main surface magnetic  contribution to the solar irradiance.  The extant models of the network so far did not consider interactions.  We have attempted to remedy this failing with our model.  Our simulations involve a random walk in 2D of magnetic flux tubes on the  solar photosphere. The flux tubes are injected, then undergo displacement  and interaction rules. Injection occurs on two scales, the smallest and  the largest observable respectively: elementary flux tubes and sunspots.  Surface processes are included which imitate the ones observed: emergence,  coalescence, cancellation and submergence of flux.  Fragmentation of concentrations  only happens for sunspots, as disintegration releasing flux tubes from the  spot. The model is applied to solar cycle 21 (1976-1986),  the best documented in terms of sunspot characteristics.  Two important questions in solar physics have been answered with this model.   The first pertains to whether flux injection at two very distinct flux scales  can lead to a flux distribution in the shape of a power law, as observed,  in the presence of surface mechanisms which reprocess the flux.  This question is tied to the origin of the solar dynamo, which could produce  (or not) this distribution. We find that it does produce the aforementioned  distribution. This implies that the observed flux distribution cannot be  used to constrain the type of dynamo operating in the Sun, because the  surface flows can equally well produce the observed flux distribution.   The second question is how long the network takes to return to its  baseline activity level during a prolonged activity minimum. This  state was observed during the Maunder minimum in 1645-1715 and bears  strongly on the relationship between solar activity and Earth climate.  The recent  activity minimum is considered by certain authors to have reached the  baseline state of solar activity. However, we find that this was not the  case. The network relaxation time we calculate is longer than the duration  of the last minimum.

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