Les Taches Solaires

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Les Taches Solaires
 Comment se forme une tache solaire ?
- La Structure du Soleil -
2 & 3
- Les Mouvements de Convection -
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- Le Magnétisme Solaire -
5 à 8
- Histoire de l’Observation des Taches Solaires -
9 & 10
- Description d’une Tache Solaire -
11 & 12
- Formation d’une Tache Solaire -
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- 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.
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.
photon
atome d’H

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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.
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
S
N