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Le Soleil en lumière blanche

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. La courbe est très similaire à 10.7 cm. 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, comme prévu. Documents NOAA/SWPC et WDC-SILSO/ROB adaptés 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).

Prédire la fin d'un cycle solaire

Comme le confirma Scott W. McIntosh du NCAR et ses collègues dans la revue "Solar Physics" en 2019, c'est la disparition de points brillants coronaux, qu'on appelle des "terminateurs" (terminators) qui permet de mieux prédire la fin d'un cycle solaire. Selon McIntosh, "les preuves concernant les terminateurs sont cachées dans le registre des observations depuis plus d'un siècle, mais jusqu'à présent, nous ne savions pas ce que nous cherchions. En combinant une telle variété d'observations au cours de nombreuses années, nous avons pu reconstituer ces évènements et donner un tout nouveau regard sur la manière dont l'intérieur du Soleil pilote le cycle solaire."

Les points lumineux coronaux apparaissent d'abord aux latitudes plus élevées que les taches solaires (~55°) et migrent vers l'équateur à une vitesse d'environ 3° de latitude par an pour atteindre l'équateur après quelques décennies. Les chemins tracés par les points lumineux se chevauchent avec l'activité des taches sombres aux latitudes moyennes (~35°) jusqu'à ce qu'ils atteignent tous les deux l'équateur et disparaissent. Cette disparition ou évènement terminateur, est suivie peu de temps après par une importante explosion d'activité de points lumineux aux latitudes moyennes, marquant le début du prochain cycle des taches solaires.

Les chercheurs sont parvenus à corroborer les observations des points brillants avec un certain nombre de données provenant de divers observatoires spatiaux et terrestres basées sur 13 cycles solaires. Selon Bob Leamon de l'Université du Maryland et coauteur de cet article, "nous avons pu identifier ces terminateurs en examinant des données provenant de toute une gamme de mesures de l'activité solaire - champs magnétiques, irradiance spectrale, flux radioélectriques - en plus des points lumineux. Les résultats démontrent que vous devez vraiment prendre du recul et utiliser toutes les données disponibles pour comprendre comment les choses fonctionnent - pas seulement un satellite, une observation ou un modèle."

McIntosh et son équipe ont découvert que les points lumineux coronaux leur permettaient de mieux "voir" le déroulement du cycle solaire. Mais pourquoi le cycle des taches solaires commence-t-il aux latitudes moyennes quelques semaines après le terminateur ?

Les tsunamis solaires

L'article sur les tsunamis solaires publié par l'équipe de Mausumi Dikpati de l'UCAR dans la revue "Nature" en 2019 et dont Scott McIntosh est l'un des coauteurs explore les mécanismes possibles derrière les observations décrites ci-dessus. Leur étude suggère que les points lumineux coronaux sont des marqueurs du mouvement des champs magnétiques toroïdaux du Soleil, ceux qui s'enroulent autour du Soleil comme des élastiques s'étendant dans la direction est-ouest et migrent lentement vers l'équateur au cours des deux mêmes décennies.

Visualisation d'une simulation d'un tsunami solaire initié à l'équateur (au centre). Lorsque le tsunami se déplace vers les pôles, il "flotte" sur les champs magnétiques toroïdaux (lignes blanches) qui se déplacent plus profondément à l’intérieur solaire. Lorsque ces bandes remontent en surface, elles apparaissent comme des taches sombres. Document M.Dikpati/UCAR.

Lorsque ces champs magnétiques toroïdaux remontent vers la surface, ils créent des taches sombres en plus des points lumineux qu’ils produisaient déjà. En voyageant, ils agissent également comme des barrages magnétiques, piégeant le plasma derrière eux. Lorsque les champs magnétiques toroïdaux des hémisphères Nord et Sud du Soleil se rencontrent à l'équateur, leurs charges opposées provoquent leur annihilation mutuelle, libérant le fluide accumulé derrière eux au cours d'un "tsunami solaire". Ce fluide se précipite en avant, entre en collision, puis ondule en arrière, se dirigeant vers les pôles à une vitesse d'environ 300 m/s.

Lorsque le tsunami solaire atteint les latitudes moyennes du Soleil, il rencontre les champs magnétiques toroïdaux du cycle suivant, qui évoluent déjà vers l'équateur (cette progression est marquée par le chemin des points lumineux coronaux) mais qui s'enfoncent plus profondément à l'intérieur du Soleil. Le tsunami déplace ces champs magnétiques, les soulève vers la surface et produit la remarquable flambée de points lumineux - et l'activité des taches sombres qui l'accompagne - qui marque le début du nouveau cycle des taches solaires.

Selon Dikpati, "nous observons le cycle des taches solaires depuis des centaines d'années, mais nous ne savons pas quel mécanisme pourrait transporter un signal de l'équateur, où le cycle se termine, aux latitudes moyennes du Soleil, où commence le cycle suivant, dans un délai relativement court."

En tant que telle, cette étude fournit une nouvelle façon d'imaginer le fonctionnement de l'intérieur du Soleil qui remet en question certaines des idées reçues sur les processus solaires. Que cette étude soit ou non sur la bonne voie - et pourrait améliorer nos capacités de prévision - nous le saurons très bientôt. En effet, selon les auteurs, il existe un certain nombre d'instruments pour observer la fin du cycle solaire actuel et le début du suivant. Citons notamment la sonde spatiale solaire Parker lancée en août 2018, la sonde STEREO-A, l'observatoire orbital SDO, le télescope solaire Daniel K. Inouye (DKIST de 4.24 m installé à Hawaï) et d'autres équipements.

Selon McIntosh, "Au cours de l'année prochaine [en 2020], nous devrions avoir une occasion unique d'observer de manière approfondie un évènement terminateur au fur et à mesure de son déroulement, puis de suivre le lancement du Cycle 25 des taches solaires. Nous pensons que les résultats, en particulier si le terminateur arrive comme prévu, pourraient révolutionner notre compréhension de l'intérieur du Soleil et des processus qui créent des taches sombres et façonnent le cycle des taches solaires."

Le nombre de Wolf

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 définit 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% !

A consulter : Observe the Sun

Modélisation de l'activité solaire et un résumé du modèle

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 surface et la position 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).

Bien que les modèles expliquent assez bien le cycle des taches solaires, ils sont imparfaits et n'expliquent pas par exemple le double pic qui apparaît durant les cycles solaires. En outre, il restait toujours une question non résolue : pourquoi l'activité du Soleil suit-elle un cycle régulier de 11 ans ? En 2019, l'équipe de Frank Stefani de l'institut allemand Helmholtz-Zentrum Dresden-Rossendorf (HZDR) découvrit que les forces de marée planétaires influencent le champ magnétique solaire au point de régir le cycle solaire. Le sujet concernant le champ magnétique du Soleil, nous reviendrons sur cette découverte à propos de la dynamo solaire.

Soleil calme et Soleil actif

Il est rare d'observer la surface solaire sans aucune tache comme ce 4 juin 2016 et qui dura plusieurs jours, tandis que le minimum du cycle 24 est attendu vers 2022. Document SOHO/MDI.

Lorsque le Soleil est au plus bas de sa forme on parle de "Soleil calme". Durant cette période qui correspond au minimum du cycle solaire (voir plus bas) et qui peut s'étaler sur deux ans, son disque peut ne présenter aucune tache sombre. Mais le Soleil restant actif dans ses couches profondes, il génère un champ magnétique général d'une intensité très faible en surface.

En général, durant cette période nous assistons à très peu d'activité en surface. De nos jours, pendant cette phase, on assiste à une éruption de classe X et une CME tous les mois à tous les trois mois, parfois accompagnées de perturbations géomagnétiques. Mais par le passé, notamment pendant le "Minimum de Maunder" (~1645 à 1715) surnommé le "Petit Âge Glacaire" sur lequel on reviendra à propos du champ magnétique du Soleil et des changements climatiques, pendant plusieurs décennies la surface du Soleil ne présenta pratiquement aucune tache sombre (à peine 50 taches en 28 ans soit près de mille fois moins que de nos jours).

Comme on le voit à droite, en plein milieu d'un cycle solaire, il peut aussi arriver que la surface du Soleil ne présente aucune tache sombre pendant plusieurs jours et de manière récurrente. Mais ce n'est pas pour autant que toute l'activité solaire est à "zéro". La surface peut présenter des plages faculaires et des pores notamment tandis qu'en UVE ou dans la raie de l'hydrogène alpha par exemple sur laquelle nous reviendrons on continue d'observer des protubérances et des filaments souvent à l'origine d'éruptions.

On ne le dit pas assez souvent, mais durant les périodes dite calmes, le Soleil peut présenter une activité cataclysmique avec de très grandes taches solaires (de la taille de Jupiter) qui se développent en quelques jours et des éruptions X très violentes comme ce fut le cas en janvier 2005 et septembre 2017 notamment, deux ans avant le minima. A cette époque, le Soleil libéra tellement de particules de forte énergie que cela déclencha des aurores sur Terre (dont cette magnifique draperie observée le 18 janvier 2005 en Alaska) qui furent visibles jusqu'en Arizona, à 35° de latitude en 2005 et même à Wiltz au centre du Luxembourg, à 49.9° de latitude le 8 septembre 2017, tandis que la surface lunaire fut bombardée de protons rapides qui amplifièrent les phénomènes LTP. Durant plus d'un mois on observa des taches solaires inhabituellement vastes (par exemple les régions actives AR 0720 en janvier 2005 et AR 2673 en septembre 2017) qui se développèrent en l'espace de 48 heures. Dans les deux cas, elles furent à l'origine de violentes éruptions de matière. On y reviendra.

En fait, encore aujourd'hui il est très difficile de prédire l'activité individuelle des taches solaires car 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. Néanmoins, comme nous l'avons expliqué, les modèles solaires s'améliorent continuellement et on peut prédire l'activité solaire en surface et dans la couronne avec beaucoup plus de précision qu'il y a une génération.

Au paroxysme de son activité on parle de "Soleil actif". Un peu partout dans la photosphère ainsi que dans la chromosphère se développent des taches sombres ou 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. Le record d'intensité magnétique fut enregistré le 4 février 2014 par le satellite Hinode qui enregistra une valeur de 6250 gauss dans le groupe de taches solaires AR 1967 (classe Fkc dont voici une photo prise la veille). Une telle valeur est sans commune mesure avec le champ magnétique que l'on connaît sur Terre qui vaut environ 0.6 gauss.

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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