Mesures du champ magnétique

Le champ magnétique est, semble-t-il, généré au niveau de la tachocline (spi92), interface entre la zone radiative et la zone convective. Les propriétés physiques de ces diffférentes couches font que l'on ne peut pas accéder de façon directe à leur observation et à la mesure du champ magnétique. Par contre, le champ magnétique solaire peut actuellement être mesuré dans l'atmosphère solaire : photosphère, chromosphère et couronne.

Le champ magnétique se déduit des observations polarimétriques de certaines raies spectrales. Deux effets permettent d'avoir accès aux caractéristiques du champ magnétique : l'effet Zeeman et l'effet Hanle. L'effet Zeeman sépare une raie soumise à un champ magnétique direct en trois composantes polarisées. Les paramètres de Stokes V, U et Q rendent compte de la polarisation circulaire pour V et de la polarisation linéaire pour U et Q (ler89). La mesure du paramètre V permet de déduire la composante longitudinale du champ magnétique, alors que U et Q donnent accès aux composantes transverses (perpendiculaires à la ligne de visée) du champ magnétique (ler89 ; sak89). L'effet Zeeman est utilisé pour mesurer le champ magnétique principalement dans des raies photosphériques (sensibles à cet effet) comme la raie du Ni I à 6768 Å  (utilisée pour MDI) ou la raie du Fe I à 6302 Å (utilisée pour IVM). Les mesures de l'effet Zeeman ont aussi permis de progresser dans l'étude du champ magnétique des protubérances (bas84 ; ler84). L'effet Hanle tient compte d'une variation locale du champ magnétique due à la diffusion résonnante de certaines raies spectrales, et offre des possibilités de diagnostic du champ magnétique (e. g., sah77). L'effet Hanle affecte principalement la composante Stokes V (polarisation linéaire). Les mesures du champ magnétique ont principalement été effectuées pour des protubérances (e. g. bom81) ou plus récemment dans la couronne (rao00).

L'instrumentation développée pour mesurer le champ magnétique est donc fondée sur la mesure de la polarisation de raies spectrales : soit par la mesure directe de la séparation Zeeman d'une raie (mesure du champ longitudinal), soit par la mesure des quatre paramètres de Stokes (mesure du champ vectoriel). Cette dernière méthode fournit plus d'informations sur la structure du champ photosphérique et permet aussi de mesurer la distribution de la densité de courant électrique vertical. La difficulté de la mesure du champ magnétique vectoriel réside dans l'observation simultanée des paramètres de Stokes ainsi que dans la sensibilité polarimétrique de l'instrument.

En conclusion, le champ magnétique est actuellement aisément connu au niveau photosphérique soit par sa composante longitudinale $B_{LOS}$, soit par ses trois composantes (une composante longitudinale $B_{LOS}$ et deux composantes transverses $B_{Trans}$ et $B_{Azim}$). Actuellement, les magnétographes vectoriels connaissent un essor particulier (THEMIS, SOLIS, Solar-B, ...). Par contre, il encore difficile d'obtenir le champ magnétique dans la chromosphère ou dans la couronne, malgré les travaux récents utilisant l'effet Hanle dans des raies coronales (rao00), les observations radiométriques (bro01) ou l'effet Zeeman pour des raies infrarouges (lin00).