Récemment, une équipe de recherche dirigée par le Dr Li Yan des observatoires du Yunnan de l'Académie chinoise des sciences a proposé un nouveau moyen d'explorer les champs magnétiques à petite échelle dans l'atmosphère solaire en analysant les fréquences des oscillations solaires en mode p, et a découvert que les canopées magnétiques à petite échelle peuvent former une couche d'épissage global dans la photosphère solaire, qui n'a pas été reconnu auparavant. Les résultats ont été publiés en ligne dans le Journal d'astrophysique .

En 1962, Leighton et al. ont trouvé de nombreuses oscillations de périodes d'environ cinq minutes sur la photosphère solaire. Des observations et des études théoriques ont montré que ces oscillations sont les modes propres des oscillations solaires globales similaires aux ondes sonores stationnaires, et appelées oscillations solaires en mode p.

Des études antérieures sur les oscillations solaires en mode p montrent que les fréquences calculées sur la base des modèles solaires standards s'écartent systématiquement des fréquences observées des modes d'oscillation correspondants, et la plus grande déviation de fréquence peut être de 20 Hz.

Étant donné que la structure physique près de la surface du soleil affecte le mode d'oscillation à haute fréquence plus que celui à basse fréquence, cette déviation systématique est connue sous le nom d'effet près de la surface. Des études récentes suggèrent que l'effet de la convection turbulente sur la structure physique autour de la photosphère solaire pourrait être responsable de cet effet près de la surface. Les modèles stellaires prenant en compte l'effet de la convection turbulente peuvent réduire la déviation maximale à environ 3 μHz.

Les champs magnétiques à petite échelle dans la région calme du disque solaire sont une constitution importante du champ magnétique solaire. En raison de leurs petites tailles, ils ne peuvent pas être vus dans les magnétogrammes solaires communs, et sont souvent appelés "champs magnétiques cachés". Les observations du télescope solaire optique à bord du satellite Hinode montrent que la composante horizontale a une force moyenne d'environ 55 gauss et la composante verticale a une force typique d'environ 11 gauss.

Des simulations magnéto-hydrodynamiques 3D montrent que le mouvement convectif peut pousser le champ magnétique autrefois uniformément distribué vers le haut, entraînant la formation de rubans magnétiques horizontalement à une hauteur de 400 à 500 kilomètres au-dessus de la base de la photosphère. Ces rubans magnétiques sont parfois appelés « canopée magnétique à petite échelle ».

Dans ce travail, les chercheurs ont introduit les champs magnétiques et la pression magnétique dans le modèle de l'atmosphère solaire, et a examiné son effet sur la propagation des oscillations solaires du mode p dans l'atmosphère solaire en ajustant l'emplacement du champ magnétique et l'amplitude de la pression magnétique.

On constate que les canopées magnétiques à petite échelle révélées par les simulations numériques tridimensionnelles ne peuvent pas être distribuées au hasard dans l'atmosphère solaire, mais plutôt d'être épissés ensemble dans la direction horizontale pour former une couche de canopée magnétique à petite échelle.

Par conséquent, la force du champ magnétique augmentera en traversant cette couche de canopée magnétique à petite échelle, conduisant à une augmentation rapide de la pression magnétique et à la baisse rapide qui l'accompagne de la pression du gaz. Les ondes d'oscillation en mode p se propageant depuis l'intérieur du soleil seront totalement réfléchies à cet endroit, agrandissant ainsi de manière équivalente la cavité des oscillations du mode p.

Les chercheurs ont comparé les fréquences théoriques des oscillations du mode p avec les fréquences observées des modes correspondants, et trouvé que la déviation maximale n'est que d'environ 0,5 Hz, ce qui est bien meilleur que les résultats donnés par d'autres modèles. L'intensité du champ magnétique inférée est d'environ 90 gauss, ce qui est cohérent avec les résultats observés.

À la fois, la hauteur de la couche de canopée magnétique à petite échelle déduite du modèle actuel est d'environ 630 kilomètres de haut dans la photosphère, ce qui est cohérent avec la hauteur de la canopée magnétique à petite échelle donnée par certaines simulations numériques en trois dimensions.

La découverte d'une couche de canopée magnétique à petite échelle fait non seulement un grand pas vers la résolution finale du problème de longue date de l'effet près de la surface des oscillations solaires en mode p, mais fournit également un indice essentiel pour une meilleure compréhension de la structure physique de la photosphère solaire et de l'origine des champs magnétiques solaires.