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Le Soleil en lumière blanche

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

Le cycle solaire (III)

Toutes les manifestations d'une région définie du Soleil porte le nom de centre d'activité ou région active (AR). En observant le disque solaire en lumière blanche on comprend rapidement que ces manifestations de l'activité solaire évoluent constamment. Dès 1843, c'est un amateur allemand, Heinrich Schwabe qui découvrit par hasard en recherchant une éventuelle planète en transit devant le limbe du Soleil, que les taches qu'il dessinait depuis des années semblaient suivre un cycle de dix ans. A la même époque l'astronome suisse Rudolph Wolf parvint à reconstituer les cycles solaires depuis 1750.

Variation du cycle des taches solaires (ISN lissé). Document NASA-MSFC, site où vous trouverez une mise à jour mensuelle de ce diagramme à partir des données recueillies par l'Observatoire Royal de Greenwich. Ci-dessous progression du cycle solaire observé en lumière blanche (gauche) et en radio à 10.7 cm (centre). Le Cycle 24 commença le 11 décembre 2007 et devrait se terminer vers 2022. A droite, variation du SSN entre les Cycles 23 et 24. Ce dernier est de plus faible amplitude. Document NOAA/SWPC et WDC-SILSO/ROB adapté par l'auteur.

On sait aujourd'hui que l'activité solaire suit un cycle moyen de 11.2 ans (les courbes oscillent entre 9 et 14 ans), la particularité majeure de ce cycle étant une période d'activité minimale suivie d'une phase de paroxysme qui dure moins de trois ans. Ce maximum coïncide avec l'activité du champ magnétique solaire, mais dont la période est double, de 22 ans, obéissant à la loi de Hale. A cette période standard semble toutefois se superposer un cycle centenaire qui expliquerait les variations de cette amplitude. Notons qu'il peut y avoir un décalage jusqu'à deux ans entre les maxima observés dans l'hémisphère Nord et dans l'hémisphère Sud solaire (comme cela s'est produit en 1989 et 1991 par exemple).

En comptabilisant le nombre de taches et d'éruptions, on peut calculer l'activité moyenne du Soleil. Il existe une relation qui permet de normaliser l'activité solaire et qui détermine le "nombre de Wolf", W.

L'indice de Wolf, appelé aujourd'hui RI (Relative Index) est comptabilisé et géré par l'Observatoire Royal de Belgique (SIDC). Cet indice est complété par une mesure photographique de la surface tachée et par une mesure du flux radioélectrique à 10.7 cm de longueur d'onde (2800 MHz). Les corrélations entre ces données dépassent 97 %.

Le nombre de Wolf

Le nombre de Wolf (W) ou Nombre Relatif International (RI) est un nombre sans dimension qui détermine le nombre de taches et varie entre 0 et 200 unités environ pour chaque mois de l’année :

W = k (f + 10 g)

  avec f : le nombre total de taches distinctes

         g : le nombre de groupes de taches

         k : un coefficient de proportionnalité, fonction de la

             puissance de l'instrument utilisé, de l'observateur

             et du lieu d'observation.

Qu'est ce que le SSN ? Comme expliqué dans l'article "SSN or the short history of the Smoothed Sunspot Number", il s'agit de la valeur médiane du nombre de taches solaire moyennée sur 6 mois ou 1 an. C'est donc une valeur statistique moyenne estimée chaque mois de l'année. Cette valeur est corrélée avec le flux solaire moyen (SFI) par la relation suivante :

SFI = 63.7 + 0.727 SSN + 8.95x10-4SSN2

Ainsi un SFI de 85 est équivalent à un SSN de 28. Un SFI de 400 (valeur maximale) correspond à un SSN ≥ 250.

Mais attention, statistique veut dire moyenne. Autrement dit la valeur moyenne peut être très différente de la valeur réelle journalière. Ainsi, pour reprendre l'exemple du Soleil sans aucune tache sombre observé le 4 juin 2016, le SSN prédit pour ce jour valait 39.4. Cette différence ne remet pas en question la méthode de calcul. Mais si vous utilisez le SSN dans vos simulations, n'oubliez pas d'utiliser des données prédites pour le jour concerné comme le propose le site Sunspot Watch par exemple et d'utiliser des valeurs au moins 25 % supérieures et inférieures aux moyennes et de voir le résultat. Vous seriez surpris ! Dans un programme d'estimation de la propagation radio en HF par exemple, un SSN de 100 plutôt que 125 peut réduire la portée du signal onde-courte jusqu'à 25 % !

Evolution de l'activité solaire au cours du Cycle 23 observée dans la raie du He II à 304 Å (UVE) où la température est d'environ 60000 K. Les taches blanches correspondent aux régions actives (généralement à des groupes de taches bipolaires). La surface garnuleuse correspond à la supergranulation. On reconnaît également quelques filaments sombres en surface et quelques grandes protubérances sur le limbe. Document SOHO.

Une longue observation du cycle solaire montre que les taches équatoriales tournent plus rapidement autour du Soleil que les taches situées à 45° de latitude héliocentriques. Celui vient du fait que le champ magnétique à l'équateur est plus vite entraîné qu'à 45° de latitude. Après 11 ans environ, ce champ magnétique est très entrelacé sous forme de spirales sous la photosphère de chacune des hémisphères. Ces spirales s'enchevêtrent si bien que la pression et la densité des particules augmentent, perçant la surface en formant des groupes de taches bipolaires. C'est par 15° de latitude que ces explosions dans la photosphère sont les plus nombreuses. Au bout de quelques semaines, les polarités s'annuleront, les taches du cycle précédent disparaîtront tandis que de nouvelles taches prendront la relève, le Soleil poursuivant son cycle. Finalement il se calmera pour ne présenter presque plus aucune tache, ni de protubérances, émettant peu de rayons cosmiques et très peu de rayons X quelques années plus tard. Si on reporte l'activité des taches sombres dans un diagramme temporel en fonction de la latitude héliocentrique, au fil du temps on obtient la "figure en papillon" présentée ci-dessous. Elle correspond à l'évolution du champ toroïdal qui se développe dans la zone de convection (cf. le courant méridional).

A lire : The Solar Cycle (PDF), D.Hathaway, Dec 2015, NASA

The Shape of the Sunspot Cycle (PDF), D.Hathaway et al., 1994, NASA

L'indice Dow Jones et les taches solaires (sur le blog, 2009)

Sunspot cycle and predictions (NASA/MSFC)

La figure en papillon

A mesure que les années passent la position et l'étendue des taches solaires sur le disque dessinent une figure en forme de papillon. Cette mesure est réalisée depuis 1894. Document NASA-MSFC, site où vous trouverez une mise à jour mensuelle de ce diagramme à partir des données recueillies par l'Observatoire Royal de Greenwich.

Afin de permettre leur étude systématique, les taches solaires sont répertoriées suivant la classification de Brunner, dite de Zurich. Les taches sont codées de A jusque J, différenciées en fonction de leur évolution et leur taille.

Cette classification est complétée par celle de Patrick S. McIntosh (1940-2016) proposée en 1981 qui tout en gardant une similitude de base avec celle de Brunner laisse apparaître des différences dans l'intensité, la complexité et la stabilité des taches polarisées, phénomènes qui étaient masqués dans la classification de Brunner. Un classement similaire existe pour les plages faculaires et les phénomènes éruptifs (protubérances, éruptions). Ces classifications permettent aux professionnels d'améliorer les prédictions des éruptions solaires en précisant leurs interactions avec le milieu interplanétaire et leurs retombées dans l'environnement terrestre (perturbations géomagnétiques, aurores et black-out radios principalement).

Appel aux amateurs

Malgré près de deux siècles d'étude, les astronomes ne connaissent pas encore toutes les lois qui régissent l'apparition des taches solaires et pourquoi elles se déplacent plus lentement que la photosphère. Ainsi le 19 février 1982, William (Bill) C. Livingston du Kitt Peak et son assistant F.Receley découvrirent à la surface du Soleil un grand groupe de taches en forme de spirale que l'on voit ci-dessous à gauche.

Comme me le raconta Livingston, "sur base des modèles numériques, cette structure spirale impliquait que le champ magnétique de la tache devait être doublé et nous devions nous attendre à quelques grandes grandes éruptions solaires. Or rien ne se produisit, comme si le Soleil se jouait de nous disant, ha-ha vous pensez connaître la cause des éruptions, mais celle-ci vous laisse dans l'ignorance ! 

Les observations de cette tache particulière furent peu nombreuses en raison d'une forte couverture nuageuse étendue au monde entier. Les programmes routiniers de surveillance ont indiqué que la tache fut observée à l'observatoire solaire de Learmonth en Australie, à l'observatoire Georgiana en Hongrie et à l'observatoire Yunnan en Chine".

A consulter : Classification des structures solaires

L'énigme des taches solaires en spirale

A gauche, ce groupe de taches en forme de spirale est apparu le 19 février 1982 et fut observé par le Bill Livingston. Document AURA/NOAO/NSF/KPNO. Au centre, un groupe de taches à tendance spiralée photographié le 24 octobre 2003 par Bill Livingston. A droite, le même groupe de taches qu'au milieu (au centre du limbe) photographié le 28 octobre 2003 par Giuliano et Michele Edoni (cf. le site de Salvato Giampaolo) avec une lunette Borg de 100 mm f/6.4 sur monture EQ6-FS2 et caméra CCD Starlight SXV-H9. Soho avait pris la même image. Structure avérée ou hasard, aux dernières nouvelles aucune théorie ne peut expliquer ni ces formes ni leur champ magnétique intense (celui de la tache du milieu variait entre 1797-3422 Gauss), si ce n'est qu'il s'agit de taches bipolaires apparues peu après le maximum du cycle (sur base du SSN, le pic du Cycle 21 se situait en 1979 et celui du Cycle 23 en 2000).

Ce nombre réduit d'observations incita Livingston à recommander l'étude du Soleil en lumière blanche aux amateurs : "Compte tenu que les conditions climatiques et d'observation varient pour chaque site d'observation astronomique, la photographie des taches solaires en lumière blanche reste une activité précieuse tant pour les amateurs que pour les professionnels". Ce créneau reste en effet ouvert car si le ciel est couvert au-dessus de plusieurs sites professionnels, l'observation d'un amateur peut dans ce cas être d'une grande utilité. Pour cela, un petit instrument portable d'astronomie et un filtre solaire sont suffisants.

Décrivons à présent les autres composantes de l'atmosphère solaire situées plus en altitude où l'activité est souvent spectaculaire.

Prochain chapitre

La chromosphère

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