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. Si une tache sombre vie en général quelques jours, un groupe de taches peut subsister plusieurs semaines à la surface de la photosphère.

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.

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. Le dernier maximum (cycle 23) culmina au printemps 2000 et le dernier minima apparut en décembre 2007. 

Le 24eme cycle solaire débuta le 11 décembre 2007 avec l'apparition d'un noeud magnétique à la surface du Soleil, le premier groupe de taches bipolaires offrant une polarité opposée étant apparu le 3 janvier 2008. Le prochain maximum devrait se produire en 2011 ou 2012. Mais il peut y avoir un décalage de deux ans entre les maxima observés dansl'hémisphère Nord et dans l'hémisphère Sud solaire (comme cela s'est avéré en 1989 et 1991 par exemple).

A lire : Le 24eme cycle solaire a commencé (sur le blog)

Sunspot cycle and predictions (NASA/MSFC)

Ainsi on peut calculer le nombre de taches, le nombre d'éruptions et déterminer 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 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%.

Qu'est ce que le SSN ? 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^-4 SSN²

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, durant les périodes d'intense activité solaire, une valeur moyenne peut être très différente de la valeur réelle journalière alors que durant les périodes calmes elle ne diffère pas beaucoup. Si vous utilisez ces valeurs dans vos calculs, n'oubliez pas d'utiliser des données temps-réel ou, si vous travaillez hors connexion, d'effectuer des simulations avec des valeurs jusqu'à 20% supérieures et inférieures aux moyennes et de voir le résultat. Vous serez surpris ! Dans un programme d'estimation de la propagation radio en HF par exemple, un SSN de 100 plutôt que 125 réduit la couverture du faisceau hertzien de 10 à 25% !

D'où proviennent les taches solaires ? Le Dr Bernhard Fleck, responsable scientifique du projet SOHO me répondit à cette question : "si je connaissais la réponse je serais probablement l'astronome le plus célèbre..." En effet, aucun scientifique ne connaît à l'heure actuelle les mécanismes qui président à la formation des taches solaires et les processus qui dirigent le cycle de 11 ans. Ce cycle trouve peut-être son origine dans un phénomène d'oscillation qui se produit dans les couches sous-jacentes de la photosphère et qui s'accompagne d'un champ magnétique très actif. C'est peut être aussi un effet dynamo qui est entretenu dans les basses couches convectives qui donnent naissance aux taches. J'apporte quelques lumières sur cette question dans les pages consacrées au champ magnétique solaire.

Les taches équatoriales tournant plus rapidement autour du Soleil que les taches situées à 45° de latitude héliocentriques, 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 abondantes. Au bout de quelques semaines, les polarités s'annuleront, les taches du cycle précédent disparaîtront tandis que de nouvelles taches apparaîtront et disparaîtront, 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.

Les taches solaires sont répertoriées suivant la classification de Brunner - dite de Zurich - qui essaye de classer et d'identifier les taches solaires. Les taches sont codées de A jusque J, différenciées en fonction de leur évolution et leur taille. 

Cette classification est complétée par celle de McIntosh (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 radios et émissions de particules de haute énergie principalement).

Appel aux amateurs

Les astrophysiciens spécialistes du Soleil 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, le Dr 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.

Comme me le raconta le Dr 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

La mystérieuse dynamique des taches solaires A gauche, la pénombre des taches solaires présente un réseau radial de fibriles qui suivent les lignes du champ magnétique. Ce groupe de taches à la particularité de présenter un double pont de 5000 km en son milieu. Photographie prise en avril 2000 par l'observatoire suédois du Solar Vacuum Telescope. A droite, plus étonnant est ce groupe de taches en forme de spirale apparu le 19 février 1982 et observé par le Dr Bill Livingston. A ce jour aucune théorie ne peut expliquer ni forme ni son champ magnétique particulier. Document AURA/NOAO/NSF/KPNO.

Ce nombre réduit d'observations incita le Dr 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.

Prochain chapitre

La chromosphère