Le Soleil en lumière blanche

écrit en collaboration avec le Dr David H. Hathaway, NASA-MSFC

Soleil calme et Soleil actif (II)

Lorsque le Soleil est au plus bas de sa forme on parle de "Soleil calme". Durant cette période qui peut s'étaler sur deux ans, son disque peut ne présenter aucune tache solaire. Mais du fait que l'intérieur du Soleil est en activité, chaud et fluide, il génère un champ magnétique général d'une intensité très faible entretenu par sa rotation. En général, durant cette période nous assistons à très peu d'activité solaire et en corollaire nous observons très peu d'effets géomagnétiques (Voir également cette introduction en anglais sur les perturbations géomagnétiques) On dénombre néanmoins une fois tous les mois ou tous les deux, trois mois, une CME, une éruption X et quelques aurores.

On ne le dit pas assez souvent, mais durant cette période dite calme, le Soleil peut néanmoins présenter une activité cataclysmique avec de très grandes taches solaires (de la taille de Jupiter) qui apparaissent d'un jour à l'autre et des éruptions X très violentes comme ce fut le cas en janvier et avril 2005, deux ans avant le minima. En janvier 2005, le Soleil libéra tellement de particules de forte énergie que cela déclencha des aurores sur Terre qui furent visibles jusqu'en Arizona, à 35° de latitude, tandis que la surface lunaire fut bombardée de protons rapides qui amplifièrent les phénomènes LTP. Durant ces deux mois on observa des taches solaires inhabituellement vastes qui se développèrent en l'espace de 48 heures. En fait, encore aujourd'hui il est très difficile de prédire l'activité des taches solaires car, ainsi que nous l'expliquerons, leur développement est lié à l'activité du champ magnétique solaire dont la source est enfouie dans les profondeurs du Soleil qui demeurent inaccessibles à toute investigation directe.

Au paroxysme de son activité on parle de "Soleil actif". Un peu partout dans la photosphère ainsi que dans la chromosphère se développent des régions actives dans lesquelles l'intensité du champ magnétique devient des centaines et même des milliers de fois plus forte et se calcule en milliers de gauss^[4]. Il est sans commune mesure avec celui que l'on connaît sur Terre qui vaut environ 0.6 gauss et tend à diminuer.

Cycle de vie d'une tache solaire

Lorsque le champ magnétique solaire se renforce, il produit une augmentation de la densité électronique et de la pression des électrons. Cette perturbation magnétique déclenche l'apparition d'une facule à la surface du Soleil. Il est donc aisé de comprendre que lorsque le champ magnétique solaire atteint une valeur maximale, environ 2 à 3000 gauss, des taches apparaissent dans les régions faculaires, bloquant le transfert d'énergie vers la surface. Néanmoins, une facule peut rester sans grands changements plusieurs mois à la surface de la photosphère.

La surface solaire en lumière blanche A gauche, un minuscule pore perdu dans les grains de riz. Si le champ magnétique local est très important et perturbé il pourra évoluer pour devenir semblable à la tache solaire présentée au centre. A droite gros-plan sur la principale tache solaire de la région active AR10030 photographiée le 15 juillet 2002. Documents NSO/Sacramento Peak, VTT et Swedish Solar Telescope.

Le cycle évolue ensuite rapidement. Au début, une tache apparaît sous la forme d'un pore minuscule naissant dans l'espace intergranulaire, à peine discernable parmi les grains de riz dont nous reparlerons. Ils sont plus larges que les espaces intergranulaires avec lesquels on les confond quelquefois et ont une durée de vie inférieure à 15 minutes. Une journée suffit alors pour que le pore se transforme en une tache sombre symétrique qui grandit progressivement. Sa taille atteint 3" d'arc mais elle décuplera dans les jours qui suivront car cette structure s'accompagne d'une augmentation graduelle du champ magnétique dans la tache.  

Les taches se rassemblent en général pour former des amas, des groupes de taches dont l'orientation est approximativement parallèle à l'équateur solaire. Au niveau de l'équateur, lorsque plusieurs taches sont regroupées, les taches isolées situées aux extrémités est et ouest du groupe se développent plus fortement que les autres. Il se forme alors une tâche de tête à l'ouest et une tache de queue à l'est du groupe entourée de plus petites taches. Les champs magnétiques des deux taches offrent maintenant une polarité opposée qui se manifeste aussi dans les taches intérieures au groupe : ce sont des groupes bipolaires, à l'image des deux polarités d'un aimant. En moins d'une semaine une pénombre se forme autour des grandes taches dont la structure radiale est caractéristique. Deux semaines plus tard le groupe est au paroxysme et entame progressivement le cycle inverse, les taches se décomposent tout en maintenant leur association. Le plus grand nombre de taches solaires se forme entre 15 et 25° de latitude dans chacune des hémisphères. Lorsque les dernières taches du cycle se forment vers 5°N ou 5°S, les taches du nouveau cycle apparaissent à nouveau vers 35°N et 35°S annonçant l'apparition d'un nouveau cycle.

La dynamique d'une tache solaire A gauche une tache sombre photographiée dans la raie du Calcium II K. La zone brillante entourant la tache représente le flux magnétique se déplaçant verticalement. Sa température est 10 K plus élevée que la photosphère avoisinante. A droite le gradient de température sous une tache solaire. Cette tache est probablement alimentée par un effet dynamo complexe qui prend sa source dans les basses couches de convection. Cliquer ici pour lancer une animation (Mpeg de 3.9 MB)). Documents UCAR et MDIG.

En 1748, au plus fort grossissement de sa lunette, James Short observa que la surface du Soleil se décomposait en une myriade de petites mosaïques juxtaposées. Ces zones dénommées grains de riz atteignent la dimension de la France (longueur de 1000 km) soit 1.7" et résident à la limite de visibilité des instruments de 100 mm d’ouverture. Chaque granule représente le sommet d'un tube de convection provenant de la zone convective située sous la photosphère. Leur durée de vie est inférieure à 20 minutes. Ces grains de riz sont donc en évolution permanente et forment un cycle ininterrompu, les anciens grains étant repoussés sur le côté par les nouveaux émergeant des profondeurs. Cette granulation est également la source des bruits acoustiques du Soleil, phénomène sur lequel nous reviendrons quand nous aborderons les mouvements du Soleil.