L'activité magnétique du soleil suit un cycle de 11 ans. Au cours d'un cycle solaire, l'activité magnétique du soleil va et vient. Pendant le maximum solaire, de grandes taches solaires et des régions actives apparaissent à la surface du soleil. Des boucles spectaculaires de plasma chaud s'étendent à travers l'atmosphère du soleil et des éruptions de particules et de rayonnement se propagent dans l'espace interplanétaire. Pendant le minimum solaire, le soleil se calme considérablement. Une régularité frappante apparaît dans le diagramme dit en papillon, qui décrit la position des taches solaires dans un graphique temps-latitude. Au début d'un cycle solaire, les taches solaires émergent aux latitudes moyennes. Au fur et à mesure que le cycle avance, ils émergent de plus en plus près de l'équateur. Pour expliquer ce "diagramme en papillon, " Les physiciens solaires soupçonnent que le champ magnétique profond est transporté vers l'équateur par un écoulement à grande échelle.

"Au cours d'un cycle solaire, le flux méridional agit comme une bande transporteuse qui entraîne le champ magnétique et définit la période du cycle solaire, " précise le Pr Dr Laurent Gizon, Directeur MPS et premier auteur de la nouvelle étude. "Voir la géométrie et l'amplitude des mouvements dans l'intérieur solaire est essentiel pour comprendre le champ magnétique du soleil, " ajoute-t-il. A cet effet, Gizon et son équipe ont utilisé l'héliosismologie pour cartographier le flux de plasma sous la surface du soleil.

L'héliosismologie est à la physique solaire ce que la sismologie est à la géophysique. Les héliosismologues utilisent des ondes sonores pour sonder l'intérieur du soleil, de la même manière que les géophysiciens utilisent les tremblements de terre pour sonder l'intérieur de la Terre. Les ondes sonores solaires ont des périodes de près de cinq minutes et sont continuellement excitées par la convection près de la surface. Les mouvements associés aux ondes sonores solaires peuvent être mesurés à la surface du soleil par des télescopes à bord d'engins spatiaux ou au sol. Dans cette étude, Gizon et son équipe ont utilisé des observations d'ondes sonores à la surface qui se propagent dans la direction nord-sud à travers l'intérieur solaire. Ces ondes sont perturbées par le flux méridien :elles se déplacent plus rapidement dans le flux qu'à contre-courant. Ces très petites perturbations du temps de déplacement (moins d'une seconde) ont été mesurées très soigneusement et ont été interprétées pour déduire le flux méridien à l'aide de modélisation mathématique et d'ordinateurs.

Parce qu'il est petit, le flux méridien est extrêmement difficile à voir dans l'intérieur solaire. "Le flux méridien est beaucoup plus lent que les autres composants du mouvement, comme la rotation différentielle du soleil, " explique Gizon. Le flux méridien dans toute la zone de convection n'est plus que sa valeur de surface maximale de 50 kilomètres par heure.

"Pour réduire le niveau de bruit dans les mesures héliosismiques, il est nécessaire de moyenner les mesures sur de très longues périodes de temps, " dit le Dr Zhi-Chao Liang de MPS.

L'équipe de scientifiques a analysé, pour la première fois, deux séries chronologiques de données très longues et indépendantes. L'un a été fourni par SOHO, le plus ancien observatoire solaire de l'espace exploité par l'ESA et la NASA. Les données prises par Michelson Doppler Imager (MDI) de SOHO couvrent la période allant de 1996 à 2011. Un deuxième ensemble de données indépendant a été fourni par le Global Oscillation Network Group (GONG), qui combine six télescopes solaires au sol aux États-Unis, Australie, Inde, Espagne, et le Chili pour offrir des observations presque continues du soleil depuis 1995. « La communauté internationale de la physique solaire doit être félicitée pour avoir fourni plusieurs ensembles de données couvrant les deux derniers cycles solaires, " dit le Dr John Leibacher, un ancien directeur du projet GONG. « Cela permet de faire des moyennes sur de longues périodes de temps et de comparer les réponses, ce qui est absolument essentiel pour valider les inférences."

Gizon et son équipe trouvent que le flux est vers l'équateur à la base de la zone de convection, avec une vitesse de seulement 15 kilomètres par heure (vitesse de course). Le flux à la surface solaire est dirigé vers les pôles et atteint jusqu'à 50 kilomètres par heure. L'image globale est que le plasma circule dans une boucle gigantesque dans chaque hémisphère. Remarquablement, le temps mis par le plasma pour compléter la boucle est d'environ 22 ans, ce qui fournit l'explication physique du cycle de onze ans du soleil. les taches solaires émergent plus près de l'équateur au fur et à mesure que le cycle solaire progresse, comme on le voit dans le diagramme papillon. "En tout, notre étude soutient l'idée de base que la dérive vers l'équateur des emplacements où les taches solaires émergent est due aux flux méridiens sous-jacents, " dit le Dr Robert Cameron de MPS.

"Il reste à comprendre pourquoi le flux méridien solaire ressemble à cela, et quel rôle joue le flux méridien dans le contrôle de l'activité magnétique sur d'autres étoiles, " ajoute Laurent Gizon.