Des tourbillons larges de quelques dizaines de kilomètres ont été observés directement dans la photosphère, la surface visible du Soleil. Ils apparaissent au bord de petites concentrations de champ magnétique. Leur présence confirme un mécanisme prévu depuis longtemps et pourrait aider à comprendre comment l’énergie est transportée vers les couches supérieures de l’atmosphère solaire.
Les images viennent du télescope solaire Daniel K. Inouye, installé à Hawaï. Son miroir de 4 m permet de distinguer des détails beaucoup plus fins que les instruments précédents. Lors d’observations réalisées le 14 avril 2025, l’équipe a atteint une résolution d’environ 19 km à la surface du Soleil.
Aperçu de la simulation MURaM.
a - Densité de flux magnétique vertical à la hauteur où l'épaisseur optique moyenne τ 500 est égale à 1 près de l'interface entre les régions magnétiques et non magnétiques.
b - Champ de vitesse horizontal à la même hauteur.
c - Intensité émergente synthétique à 500 nm au centre du disque, calculée à partir du cube MURaM.
d à f - Images agrandies des régions indiquées par les cadres jaunes dans les panneaux supérieurs : densité de flux magnétique vertical (d), champ de vitesse horizontal (e) et intensité émergente synthétique (f). Les flèches dans e indiquent la direction des flux de plasma.
Les chercheurs ont étudié une région active proche d’une tache solaire pendant environ trois minutes. Ils ont repéré 47 tourbillons dans les images. Leur taille s’étend d’environ 25 à 170 km, avec une distance caractéristique d’environ 65 km entre structures voisines.
Pour comprendre leur origine, il faut regarder ce qui se passe lorsque deux flux se déplacent à des vitesses différentes de part et d’autre d’une frontière. Cette situation peut déclencher une instabilité de Kelvin-Helmholtz : de petites ondulations grandissent puis s’enroulent en vortex.
Sur le Soleil, la frontière sépare ici du plasma soumis à des conditions magnétiques différentes.
Les images seules ne donnent toutefois pas toutes les vitesses du plasma. L’équipe les a donc comparées à des simulations numériques de magnétoconvection, qui reproduisent les mouvements d’un plasma conducteur soumis au champ magnétique solaire. Les simulations produisent des structures très proches des observations, avec 94 occurrences analysées et une échelle caractéristique d’environ 49 km.
Concrètement, ces vortex brassent de la matière magnétisée et moins magnétisée. Ils peuvent aussi déformer les lignes de champ, favoriser leur enchevêtrement et alimenter de petites structures turbulentes.
La question suivante consiste à déterminer quelle quantité d’énergie ces instabilités transportent réellement vers la chromosphère et la couronne. Des observations plus longues, couvrant plusieurs régions actives et différentes intensités de champ magnétique, permettront de mesurer leur contribution aux phénomènes qui alimentent l’activité solaire et la météo spatiale.