Les Taches Solaires

Les Taches Solaires
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Comment se forme une tache solaire ?
- La Structure du Soleil 2&3
- Les Mouvements de Convection 4
- Le Magnétisme Solaire 5à8
- Histoire de l’Observation des Taches Solaires 9 & 10
- Description d’une Tache Solaire 11 & 12
- Formation d’une Tache Solaire 13
- Le Nombre de Wolf 14 & 15
- Bibliographie et sitiographie –
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La structure du Soleil
Le Soleil est la seule étoile de notre système solaire, mais il ne représente qu’une
des millions d’étoiles dispersées dans les différentes galaxies de notre univers. Sans le
Soleil, les producteurs primaires ne pourraient pas effectuer de photosynthèse et donc la
vie ne pourrait pas être envisagée. C’est pourquoi les scientifiques se sont penchés sur
cet astre lumineux qui est le seul observable en ‘‘détails’’ par l’Homme. Grâce à des
recherches et à des observations, on peut maintenant le découper en différentes couches
caractéristiques des réactions qu’il s’y produit. L’étude de son fonctionnement et de son
découpage nous permet de comprendre et de mettre en évidence les différents facteurs
qui sont la cause de la formation d’une tache solaire.
La structure du Soleil peut être découpée en 6 couches, du cœur de l’étoile
jusqu’à sa couronne extérieure :
Coupe du Soleil montrant les différentes couches le composant.
-
Le noyau solaire : il occupe 15% du volume du Soleil, c’est ici qu’ont lieu les
réactions nucléaires permettant la fusion de l’hydrogène en hélium, à une
température de quinze millions de degrés Celsius. À chaque seconde, 4 millions
de tonnes de la masse du Soleil disparaissent pour donner l’énergie du Soleil.
-
La zone radiative : elle représente 98% de la masse du Soleil. Ce milieu est
saturé en photons, particule de lumière sans masse. Dans cette zone, la
température est au maximum du Soleil : 10 millions de degrés.
-
La zone de convection : elle comprend 24% du volume du Soleil et permet
d’évacuer la chaleur à l’aide d’atomes d’hydrogènes (cf. partie sur les
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mouvements de convection). En apportant ces derniers à la surface, elle permet
de renouveler la surface du Soleil en permanence. Une fois à la surface les
hydrogènes peuvent se regrouper sous forme de granule : gaz condensé.
-
La photosphère : c’est la surface visible du Soleil par l’Homme. Cette surface est
petite, en moyenne 450 km de hauteur. La température en ce lieu est de 6000° C.
C'est à la surface de la photosphère que l'on peut observer les granules, témoin
des mouvements de convection interne du Soleil, et surtout les taches solaires,
zones plus froides (environ 4000 degrés Celsius) qui apparaissent plus sombres
par contraste.
-
La chromosphère : la chromosphère est située au-dessus de la photosphère. Elle
est le siège de phénomènes encore inexpliqués par les scientifiques comme
l’augmentation de la température alors qu’on s’éloigne du noyau. C’est de ce
lieu que partent les vents solaires, nuages de gaz ionisés qui ont pour origine les
taches solaires. Dans la chromosphère, on trouve des spicules, jets de gaz
éphémères s'élevant à grande vitesse, ainsi que des régions brillantes et chaudes,
les facules, qui surplombent les taches solaires de la photosphère.
-
La couronne solaire : elle se situe dans l’espace, et n’a pas de limite définie. On
peut l’observer lors d’une éclipse solaire. La température y est extrêmement
élevée, et la pression très faible. La couronne se dilue dans l'espace et donne le
vent solaire, chargé de particules qui lors des maximums d'activité peuvent
interagir avec la ceinture magnétique de la Terre et occasionner le phénomène
des aurores boréales (dans l’hémisphère Nord) et australes (dans l’hémisphère
Sud).
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Les mouvements de convection
Dans le noyau, les atomes d’hydrogènes absorbent chacun un photon. Mais
l’absorption d’un photon met ces atomes dans un état de matière instable et s’agitent. Ils
chercheront donc à retourner dans un état stable, cependant le milieu extérieur immédiat
est saturé en particule de lumière, ils sont donc obligés de le garder jusqu'à ce qu’il
trouve un milieu ou l’émission est possible.
photon
atome d’H
schéma simplifié des réactions nucléaires du noyau solaire
D’autre part, l’agitation qui résulte de l’instabilité des hydrogènes ayant capté un
photon créer de la chaleur. Or, le plasma, tout comme les gaz, lorsqu’ils sont plus
chauds, donc moins dense que le milieu environnant, on tendance à remonter. Ainsi les
hydrogènes vont s’élever jusqu'à la surface de l’étoile : la photosphère.
Une fois arrivé à la photosphère, l’hydrogène va pouvoir rejeter dans la
couronne solaire le photon absorbé plus tôt. Puis il retournera à un état stable dans
lequel ils ne seront pas agité, donc plus froid et donc plus denses. Puisqu’ils sont plus
denses que le milieu environnant, ils vont avoir tendance à retomber en direction du
noyau, jusqu'à ce qu’ils absorbent à nouveau un photon et ainsi de suite, comme dans
une casserole dans laquelle on ferait bouillir de l’eau. Cela forme le cycle de convection
solaire.
On peut remarquer que c’est grâce aux mouvements de convection que la
lumière nous parvient, et qu’il a pour influence de renouveler en permanence les
granules de la surface solaire.
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Le Magnétisme Solaire
Vous avez dit ‘‘magnétisme’’ ?
En 1820, le danois Hans Christian Ørsted prouve que la proximité d’un fil
électrique parcouru par un courant électrique fait dévier l’aiguille de la boussole. Le
déplacement de charges électriques crée un champ magnétique.
Le champ magnétique est un tout. Cependant, par soucis de simplicité et de
compréhension, on le représente sur les schémas par des lignes que l’on nomme lignes
de champ. Ces lignes sont généralement notées et ont des caractéristiques semblables
à celles des vecteurs : une direction, un sens, une norme (l’intensité) mais elles n’ont
pas de point d’application.
S
N
Schéma du champ magnétique d’une bobine de fil traversé par un courant électrique. Par convention,
les lignes de champ sortent du côté nord (N) pour aller vers le côté sud (S).
Plusieurs formules physiques permettent de calculer l’intensité, la portée,… du
champ magnétique en relation avec les matériaux concernés. En effet, les différents
types de matériaux n’ont pas la même approche au magnétisme. Il existe trois grandes
familles : les ferromagnétiques qui ont une approche violente au magnétisme, les
paramagnétiques qui ont tendance à s’aligner dans le sens du magnétisme et les
diamagnétiques qui ont une approche quasi-nulle face au champ magnétique et qui ont
même tendance à s’aligner dans la direction opposée au champ magnétique.
Le champ magnétique solaire
Rotation différentielle
La rotation différentielle est due à la composition physique du Soleil : il est
plasmatique et gazeux, ce qui lui permet d’avoir une rotation presque aléatoire. S’il était
tellurique, comme la Terre, il tournerait de manière uniforme. Aux pôles, sa révolution
est de 37 jours ; à l’équateur, de 26.
La rotation entre les couches peut aussi être qualifiée de différentielle. En effet,
elles ne tournent pas à la même vitesse (jusqu’à 37 jours à l’extérieur pour 15 au centre
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de l’étoile). Par exemple, la zone convective et la zone radiative tournent à des vitesses
différentes tournent à des vitesses différentes : la zone radiative tournant quasiuniformément et la zone convective ayant une rotation similaire à celle de la
photosphère vue précédemment.
Cette rotation différentielle créer un effet ‘‘dynamo’’ : les frottements entre
les deux couches génèrent un échange intense d’électrons. Ce dernier donne vie à
un énorme champ magnétique (jusqu’à 2,5.e-1 contre 1.e-2 tesla pour la Terre)
contenu dans le Soleil. Les mouvements de convection sont aussi à l’origine de ce
champ magnétique : le déplacement des ions plasmatiques (d’hydrogène par
exemple) ont le même effet que l’échange des électrons entre les deux couches
citées.
L’effet ‘‘dynamo’’ en question ne cesse d’intensifier le champ magnétique
solaire au cours du temps. Ainsi, ce dernier, à l’aide de la rotation différentielle aussi, se
cabre et s’enroule autour de l’étoile :
N
état initial
S
Sens de la rotation (différentielle)
En bleu : ligne de champ magnétique (il faudrait en imaginer beaucoup plus).
Au fil des ans, des lignes de champ se croisent et s’intensifient. Ainsi, le champ
magnétique devient tellement intense que le Soleil ne peut plus le contenir. Lorsque les
lignes de champ en arrivent à avoir une trajectoire quasi horizontale, elles cèdent. Elles
reviennent donc à leur état initial avec des polarités inversées (le sud devient le nord et
le nord devient le sud) :
S
N
Encadré en rouge : la ligne de champ est trop intense et croise une ligne de charge opposée : elle
cède et échange ses polarités (figure suivante)
Ce cycle, qui recommence à chaque changement de polarité, dure 11 années. Il
est nommé cycle solaire (22 ans pour le cycle héliomagnétique). Cependant, il existe
pour les lignes de champ un moyen différent pour ‘‘céder’’ : si elles ne rencontrent pas
de ligne de champ de charge opposée et que leur intensité est trop puissante, alors leur
tension ne suffit plus à les maintenir à l’intérieur du Soleil, la poussée d’Archimède les
font émerger. Ce sont des boucles magnétiques qui sortent de la photosphère.
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Photosphère
Ligne de champ
Force exercée
par la poussée
d’Archimède
Tension de la
ligne de champ
Plus l’intensité du champ est élevée, plus la
poussée d’Archimède agit dessus. Lorsque la
tension de la ligne de champ devient moins
forte que cette poussée, elle émerge de la
photosphère.
Boucles
magnétiques
L’émergence de ces lignes de champ concentre sous elles l’énergie issue des
mouvements de convection :
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schéma d’une éruption solaire
L’éruption nucléaire, décrite en (4), est emprisonnée par le champ magnétique
de la boucle. Ce dernier est donc ‘‘cassé’’ et cède. Il s’ensuit les mêmes conséquences
que si la ligne de champ avait cédé si elle avait eu une trajectoire horizontale (la ligne
reprend sa position initiale avec des polarités inversées).
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Histoire de l’observation des taches solaires
Depuis bien longtemps, le Soleil a toujours été l’objet d’observations,
notamment en raison de sa proximité par rapport à la Terre. L’étude de cet astre, a
notamment permis de découvrir la présence des taches solaires à la surface du Soleil (la
photosphère). Il nous a paru nécessaire d’étudier les découvertes ayant mené à tout ce
que nous savons aujourd’hui à propos des taches solaires.
C’est en 1609, après avoir mis au point un télescope astronomique, que Galilée
découvre la présence de nombreuses taches sombres sur la surface du Soleil, la
photosphère, alors qu’à cette époque, la plupart des astronomes le disaient immaculé.
Galilée a dessiné ces taches solaires le 23 juin 1612. On note la démarcation très nette entre ombre et
pénombre, et entre pénombre et atmosphère.
À la même époque, les observations du jeune Johann Fabricius vont encore plus
loin. Il croit que le déplacement des taches sur la surface du Soleil, observé d'une
journée à l'autre, s'explique par le fait que le Soleil tourne sur lui-même. D'autres
soutiennent que les taches ne sont que l'ombre de planètes orbitant près du Soleil, mais
cet argument est rapidement réfuté par Galilée. Il déclare que si elles étaient l'ombre de
planètes, elles auraient dû avoir une forme circulaire presque parfaite. Or, il démontre
qu'elles ont des formes irrégulières et variables.
Quant à la cause des taches, elle reste un mystère pour l’époque. Comme les
taches changent de forme et apparaissent de façon imprévisible, Galilée pense qu'elles
sont peut-être un type de nuage dans l'atmosphère solaire.
Ainsi pendant près de trois siècles, diverses hypothèses sont émises : les taches
sont parfois décrites comme des montagnes sombres perçant l'atmosphère, où encore
comme des orifices dans l'atmosphère lumineuse du Soleil à travers desquels on peut
apercevoir sa surface sombre et froide.
Dessin de l'astronome Christoph Scheiner qui illustre les trajectoires de deux grosses taches solaires
traversant le disque à six mois d'intervalle.
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D'abord simples curiosités astronomiques, les taches solaires permettent de
remettre en cause la structure de l’Univers. Auparavant, la pensée géocentrique, où
l’Univers tourne autour de la Terre était dominante. Avec les taches solaires, la théorie
héliocentrique (introduite par les Grecs de l’Antiquité et que Copernic avait ranimé au
XVIe siècle) refait surface. Dans ce cas, ce sont les planètes qui tournent autour du
Soleil.
En 1843, l'astronome amateur Samuel Heinrich Schwabe annonce, après 17
années d'observations quotidiennes, que le nombre de taches solaires varie de manière
cyclique, atteignant son apogée à environ tous les dix ans. Fort impressionné,
l'astronome suisse Rudolf Wolf passe plus de 40 ans à fouiller les archives des
observatoires astronomiques et parvient à reconstituer l'histoire de ces variations depuis
1745. Il révise alors la période du cycle pour l'établir à 11 ans. Plusieurs chercheurs
notent immédiatement la coïncidence entre ce cycle de 11 ans et celui déjà bien
documenté de l'activité géomagnétique, marquant ainsi le début de l'étude quantitative
des relations Soleil-Terre. Il faut cependant attendre le début du XXe siècle pour que la
nature magnétique des taches solaires soit enfin établie, notamment grâce à George
Ellery Hale (1868-1938).
Grâce aux développements en spectroscopie, Hale et ses collaborateurs
démontrent que les taches abritent des champs magnétiques très intenses. Leurs études,
qui se poursuivent pendant près de 20 ans, mènent à plusieurs découvertes : les plus
grandes taches solaires apparaissent souvent en paires rapprochées et
approximativement alignées dans la direction de la rotation du Soleil. Hale et ses
collaborateurs établissent que les polarités des paires sont toujours opposées et presque
toujours ordonnées de la même manière dans chaque hémisphère ; l'ordre des polarités
sont inversées d'un hémisphère à l'autre ; les polarités s'inversent d'un cycle à l'autre.
Les analyses de Hale démontrent que la polarité de l'intense champ magnétique du
Soleil s'inverse tous les 11 ans. Un cycle magnétique complet a donc lieu en 22 ans et
se manifeste notamment par l'apparition de taches solaires.
En 1859, l'astronome Richard Carrington assiste pour la première fois à une
éruption solaire grâce à un coup de chance. La fréquence de ces intenses rayonnements
électromagnétiques est environ 100 fois plus élevée durant les phases d'activité
magnétique maximale, alors que des dizaines de taches peuvent être observées à la fois,
comparativement aux phases minimales, au cours desquelles le Soleil peut demeurer
immaculé pendant plusieurs mois.
Le champ magnétique est le moteur et la source d'énergie de tous les
phénomènes correspondant à l'activité solaire. Celui au cœur des taches solaires est de
1000 à 10 000 fois plus intense que le champ magnétique terrestre, au point où il ralentit
le transport de l'énergie naissant des profondeurs du Soleil (cf. Formation des taches
Solaires).
Malgré le lancement d'une série de satellites d'observation du Soleil au cours des
vingt dernières années, plusieurs questions demeurent sans réponse. Nous ne savons
toujours pas prédire la température et la luminosité qu'aura une tache solaire même si
l'intensité de son champ magnétique est connue. Aussi, nous ignorons toujours l'origine
et la structure de la démarcation ombre/pénombre des taches. Enfin, la profondeur des
taches et de nombreuses questions concernant le champ magnétique du Soleil restent
inconnue
et
sans
réponses.
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Description d’une tache solaire
Gros plan sur une tache solaire :
La partie centrale, la plus sombre, est appelée ombre.
Sa température est inférieure à 4000°K.
La région périphérique de la tache,
à structure fibrée, est appelée pénombre.
Sa température est de 5000°K environ.
L’aspect sombre de la tache solaire est dû à leur température, inférieure à celle
de la photosphère qui les entoure : ce n’est qu’une question de contraste.
Les structures fibreuses des pénombres rappellent fortement celles de la
chromosphère, totalement soumise au champ magnétique solaire.
L’aspect sombre de la tache solaire est due à sa température. En effet, la
température de la tache est de 4000° C contre 6000°C dans les régions alentours.
Les taches apparaissent en groupe et peuvent durer plusieurs semaines.
Elles sont les manifestations de l’activité solaire.
L’intensité et le déplacement des taches présente un cycle de 11 ans, aussi appelé
cycle solaire.
Le diamètre des taches varie entre quelques milliers et une centaine de milliers
de kilomètres (diamètre de la Terre : 12 800 km).
Une tache solaire est composée de deux régions : l’ombre, qui est la région
centrale de la tache, et la pénombre qui est la région périphérique filamenteuse de la
tache.
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Schéma d’observation de deux taches solaires
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Formation des Tâches Solaires
La présence d'une boucle champ magnétique freine les mouvements des
particules chargées afférentes des mouvements de convections en leur imposant de
tourner autour de la direction du champ magnétique au niveau de la photosphère. Cela
réduit leur vitesse de progression ainsi que celle des atomes neutres (les atomes neutres
entrant en collision avec les particules chargées). L'afflux d'énergie extérieure est donc
moindre dans les régions de champ magnétique élevé et l'atmosphère y est plus froide.
Elles rayonnent donc moins de lumière et apparaissent comme des taches sombres sur le
disque solaire brillant : il s’agit de taches solaires.
Près de la surface solaire, les mouvements de convection entraînent la formation
de mouvements horizontaux à la frontière commune à plusieurs bulles de plasma. Ces
mouvements concentrent la matière et les champs magnétiques présents. Des champs
magnétiques verticaux intenses (boucles magnétiques) sont en effet observés à la
périphérie des structures définies par la convection, à la base des facules. Il a été
suggéré que les taches pourraient résulter de la concentration de plusieurs facules,
l'accroissement de section transverse résultant limitant ensuite le transfert d'énergie par
les particules et par le rayonnement, provoquant le refroidissement du milieu et le
rendant plus sombre que l'environnement.
Les taches n'apparaissent pas n'importe où aux frontières des granules. Leurs
positions et la variation temporelle sur l'échelle de temps d'un cycle solaire montrent
qu'elles sont reliées à un phénomène à grande échelle spatiale et temporelle. Ce
phénomène résulte peut-être d'interactions, naissant à la base de la zone convective,
entre les champs magnétiques faibles restant présents en période de minimum d'activité
et le plasma en rotation différentielle.
Le plasma de parties supérieures de la zone convective tourne plus rapidement à
l'équateur qu'aux pôles. Un tube de flux magnétique cylindre de lignes de force situé à
altitude constante, va au cours de son ascension dans la zone convective être étiré et
déformé. En conséquence, l'accroissement de l'intensité du champ magnétique intéresse
tout d'abord les hautes, et ensuite les basses latitudes. Le plasma magnétisé moins dense
là où le champ est le plus fort s'élève dans l'atmosphère. Cette émergence se produit, au
cours des années, là où le champ est le plus fort, aux hautes puis aux basses latitudes.
On remarque immédiatement que ce mécanisme, s'il peut expliquer la naissance de
groupes bipolaires de taches, ne peut rendre compte de l'apparition de taches isolées.
Comme aux pôles de la Terre, un champ magnétique est présent aux pôles du
Soleil et avec une intensité très proche. Cependant, dans certaines régions de
l'atmosphère solaire, des champs magnétiques 5 000 fois plus grands sont présents. Ces
régions ont une température plus faible que celle ambiante sur le Soleil, et en
conséquence apparaissent sur une image du disque solaire comme des taches sombres.
Ce sont les taches solaires.
N.B. : Les taches ont été mises à profit pour déterminer la vitesse de rotation du Soleil les taches ont une durée de vie suffisante pour déterminer la vitesse de rotation du
Soleil- et montrer que les couches externes ne tournent pas comme un corps. En effet, la
vitesse angulaire de rotation des taches et donc de l'atmosphère supérieure du Soleil
dépend de leur latitude ; elle décroît de l'équateur aux pôles. On assiste à une " rotation
différentielle ".
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Le Nombre de Wolf
On peut mesurer de nombreux indices de l'activité solaire : nombre de taches,
éruptions, protubérances, étendue des facules, intensité du rayonnement radio ou X de la
couronne.
Parmi tous ces indices, le plus simple à mesurer, et pour lequel on a les plus
longues séries de mesures (plusieurs siècles...) est le nombre de taches. On observe la
photosphère, convenablement filtrée ou projetée sur un écran, et on compte les taches ...
L'indice d'activité résultant est appelé "nombre de Wolf", du nom de l'astronome qui a
proposé cette formule empirique de calcul en 1848. Ce n'est pas directement le nombre
de taches, car on tient compte aussi du nombre de groupes de taches.
Le nombre de Wolf est appelé R, et la formule pour le calculer est la suivante :
R=k(10g+f)
- f est ici le nombre total de taches.
- g est le nombre de groupes pris, en y comprenant les taches isolées.
- k est un coefficient de correction, généralement proche de l’unité, qui varie selon les
instruments utilisés, la qualité de l’air, etc. Sa valeur commune est donc k=1.
Exemple : On compte 4 groupes de taches regroupant 35 taches au total
Le nombre de Wolf est calculé comme suit : 1 (10 * 4 + 35) = 75
Une tache isolée étant comptée comme groupe, on voit que après 0, le nombre de
Wolf le plus faible est 11, c’est-à-dire 10+1. La séparation des taches en groupes peut
être difficile en période de forte activité, lorsque plusieurs groupes apparaissent les uns
à côté des autres ou lorsqu'ils dessinent des structures complexes. Dans ce cas, des
règles (données par Künzel), spécifiant quelques caractéristiques des groupes et taches,
peuvent aider à leur classification.
La valeur journalière de R ne donne qu'une indication quant au nombre de taches
présentes sur l'hémisphère visible. Du fait de la rotation solaire cette valeur varie d'un
jour à l'autre. De plus, le facteur 10 attribué au nombre de régions perturbées peut
augmenter considérablement la valeur de R simplement par l'apparition d'une tache
isolée supplémentaire d'un jour à l'autre. Une moyenne annuelle du nombre de Wolf
constitue donc une meilleure représentation du niveau d'activité.
Le nombre de Wolf est un indicateur partiellement quantitatif reflétant
généralement l'activité globale sur le Soleil. Il permet de tester des modèles théoriques
sur des échelles de temps relativement grandes. L'activité solaire ayant un impact
certain sur l'atmosphère terrestre, il est aussi possible qu'elle en est un sur l'évolution du
climat. Les analyses actuelles du cycle solaire révélées par le nombre de Wolf se
tournent donc vers les études des relations entre données climatiques et données
solaires. Si de telles relations existent, les modélisations de la variation du nombre de
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Wolf pouvant conduire à des simulations du niveau de l'activité solaire dans le futur ou
dans le passé, il serait, théoriquement, possible de reconstruire l'évolution climatique
passée et de la prédire. Nous pourrions alors savoir si le Soleil a réellement eu un rôle
important lors de la période de refroidissement terrestre qui fut répertoriée sur les
régions de l'Atlantique Nord.
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Bibliographie



Source ESA : « SOHO révèle comment les taches solaires étranglent le Soleil »
Ciel et Espace, janvier 2002 : « A l’écoute des taches solaires. »
Sciences et vie junior, « Le Soleil, L’étoile mystérieuse », hors série n°50
Sitiographie







www.cieldeshommes.com
www.futura-sciences.com
www.cite-sciences.fr
www.astronomes.com
www.lesia.obspm.fr
www.wikipedia.fr
http://antonain.free.fr/dotclear (site créé pour le TPE par les rédacteurs du dossier)
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