Les sondes Parker Solar Probe et Solar Orbiter volent près du Soleil et mesurent le vent solaire — le flux de particules chargées qui souffle en permanence de notre étoile. Dans ce vent, on rencontre de brusques plis du champ magnétique, en forme de Z. Au début, il semblait que ces plis n'existaient que là où le vent est rapide, et qu'ils disparaissaient dans la zone lente. Une nouvelle étude montre que les plis n'ont jamais disparu : on ne les remarquait tout simplement pas à cause de la méthode de traitement des données.
Auparavant, les scientifiques recherchaient les plis en comparant le champ magnétique à une moyenne courte sur quelques minutes. Mais les plis eux-mêmes sont de grandes fluctuations qui faussent cette moyenne, si bien que les plis se « mangeaient » en quelque sorte eux-mêmes dans les calculs. De plus, on se basait sur la vitesse instantanée du vent : si, près d'un pli, la vitesse augmentait temporairement, tout le point était attribué au vent rapide, alors qu'en réalité le vent était lent en moyenne. Lorsque les auteurs ont recalculé les données avec une moyenne plus longue (plusieurs heures) et comparé le champ à la direction de la spirale de Parker (la trajectoire stable du vent solaire), les plis ont été retrouvés même dans la zone lente.
Ce résultat change notre vision de l'origine des plis. On pensait auparavant qu'ils ne naissaient que dans le vent rapide, et qu'ils étaient absents du vent lent. On voit maintenant que les plis proviennent probablement de la couronne solaire calme et se renforcent lorsque le vent se dilate dans la phase lente. Ensuite, dans le vent rapide, leurs grandes versions continuent de croître, tandis que les petites sont détruites par la turbulence. Ainsi, les plis sont une signature générale du vent solaire, et non une particularité des seuls flux rapides.
tel que rédigé par les auteurs, en anglais arXiv:2602.03724
We analyze \emph{Parker Solar Probe} and \emph{Solar Orbiter} measurements of magnetic-field reversals (``switchbacks'') across the Alfv\'en surface ($$M_a\simeq 1$$), where $$M_a$$ is the Alfv\'en Mach number. The reported ``sub-Alfv\'enic switchback dropout'' follows from two diagnostic biases: conditioning on an instantaneous $$M_a$$, which is transiently elevated above unity by radial-velocity enhancements during large-amplitude Alfv\'enic rotations, and short-window local-mean backgrounds that partially track these rotations and suppress deflection angles. Treating $$M_a$$ as a bulk-stream property via rolling medians and referencing deflections to event-independent backgrounds -- a Parker-spiral direction or a sufficiently long rolling median -- recovers sub-Alfv\'enic switchbacks systematically. The mean deflection $$\langle \theta \rangle$$ separates into two regimes with $$M_a$$. For $$M_a \lesssim 1$$, $$\langle \theta \rangle$$ rises rapidly with weak dependence on the background window, consistent with expansion-driven amplification of Alfv\'enic fluctuations. For $$M_a \gtrsim 1$$, the evolution becomes scale dependent: large-scale $$\langle \theta \rangle$$ continues to grow with $$M_a$$ at reduced rate, while small-scale growth saturates, consistent with turbulent decay and dissipation. Collectively, these results indicate that switchbacks need not originate only in the super-Alfv\'enic solar wind. Instead, they are consistent with a formation pathway in which coronal fluctuations are amplified by large-scale expansion through the sub-Alfv\'enic regime, with subsequent propagation into the super-Alfv\'enic wind where turbulent decay modifies their scale-dependent properties.
Le vent solaire souffle à une vitesse de 300 à 800 kilomètres par seconde, mais même dans sa partie la plus rapide, il est des milliers de fois plus ténu que l'air d'une pièce.