SOLEIL

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Activité solaire

Régions actives

Les taches solaires sont la manifestation la plus évidente de l'activité du Soleil. Certaines, visibles à l'œil nu, ont été observées depuis fort longtemps en Chine, mais c'est l'invention du télescope, au début du xviie siècle, qui en a permis l'étude systématique. Dès cette époque, Galilée, Johann Fabricius et Christoph Scheiner ont découvert la rotation du Soleil. Les taches ne sont pas réparties uniformément sur le Soleil : elles sont généralement situées de part et d'autre de l'équateur solaire, entre les latitudes 300 nord et sud. L'observation de taches situées à différentes latitudes montre que le Soleil a une période de rotation de 27,1 jours à 100 de l'équateur et de 28,5 jours à 300. Cette rotation différentielle est un phénomène global d'une grande importance pour la compréhension de l'activité solaire.

La partie centrale des taches (l'ombre) est moins lumineuse que le reste de la photosphère car elle est moins dense et plus froide (4 200 K) que l'atmosphère normale (5 800 K). La pénombre qui entoure l'ombre est une région de transition dont la température n'est inférieure que de 300 à 500 kelvins à celle de la photosphère. Les différences de conditions physiques entre la tache et la photosphère normale sont dues à des champs magnétiques très forts (plusieurs dixièmes de tesla) qui bloquent le transport convectif de l'énergie dans les régions subphotosphériques.

Les taches ne sont pas isolées. Elles sont l'une des composantes des régions actives, qui peuvent posséder un grand nombre de taches et de protubérances. Des facules, plages brillantes bien visibles au niveau chromosphérique, sont aussi observées dans les régions actives. Les régions actives sont en évolution permanente, naissant et disparaissant à l'échelle de quelques jours ou de quelques mois. Apparaissant d'abord sous forme de petits pores sombres, les taches peuvent ne jamais se développer complètement : c'est le cas des régions actives éphémères, petites régions bipolaires bien visibles sur les images en rayons X, où elles sont vues sous forme de points brillants. Comme le montre l'image en rayons X acquise depuis Skylab, les points brillants couvrent l'ensemble du Soleil, y compris les zones proches du pôle, contrairement aux taches plus grandes. Les taches sont dues à l'émergence, au niveau de la photosphère, de boucles de champ magnétique transportées par la convection. C'est l'apparition de nouveaux tubes de champ, ou au contraire la dispersion des structures existantes, qui détermine l'évolution de la région active. La rotation différentielle joue, à cet égard, un rôle destructeur, en dispersant lentement, après la disparition des taches, les facules et les protubérances restantes.

Phénomènes éruptifs

Les éruptions dans une région active correspondent à la libération brusque (en quelques minutes) d'une énergie importante (jusqu'à 1025 joules). Cette libération d'énergie donne lieu à l'échauffement du plasma (108 K) et à l'accélération de particules (électrons, protons, ions). On détecte alors des émissions intenses dans tout le domaine spectral, depuis les rayons X jusqu'aux ondes radioélectriques. Certaines éruptions particulièrement intenses donnent également lieu à des émissions de rayons gamma (λ < 0,1 nm) par interaction des noyaux accélérés avec les couches de la basse atmosphère solaire. Électrons et protons accélérés peuvent s'échapper de l'atmosphère solaire et être détectés dans le milieu interplanétaire. Des éjections de matière coronale (les transitoires coronaux, ou CMEs, pour coronal mass ejections) accompagnent souvent les éruptions mais peuvent aussi être déclenchées par des filaments déstabilisés. Des observations en rayons X effectuées par le satellite japonais Yohkoh, lancé en 1991, ont montré que le champ magnétique d'une grande partie de la couronne peut se restructurer différemment au cours de ces phénomènes. Des ondes de choc sont souvent observées dans le milieu interplanétaire en association avec les transitoires coronaux.

Les centres les plus actifs sont ceux dont la complexité magnétique est grande, et l'on  

dispose, par l'observation des taches (en particulier lorsqu'une nouvelle polarité apparaît aux abords de la tache), de méthodes de prévision d'une éruption imminente de grande ampleur. Mais, à côté des événements spectaculaires venant perturber l'atmosphère terrestre, existent un grand nombre d'éruptions très faibles qui d'ailleurs échappent souvent à l'observation. Les petites régions actives éphémères sont elles-mêmes le siège d'éruptions.

Une éruption est un phénomène complexe, à la fois dans sa géométrie et dans sa séquence temporelle. Pour tenter de comprendre son mécanisme, on doit observer toutes les longueurs d'onde simultanément, avec une bonne résolution temporelle et spatiale. Cela a été possible à partir de 1980 par la conjonction de mesures au sol en optique et en radioastronomie, et grâce au lancement d'un satellite de la N.A.S.A. (S.M.M. : Solar Maximum Mission) spécialement conçu pour l'étude des éruptions. Si le détail des processus ayant lieu dans l'éruption est encore mal connu, l'accord est général sur l'origine magnétique de l'énergie libérée pendant l'éruption. On pense souvent que les structures magnétiques de la région où l'éruption a lieu ont été déformées au cours de l'évolution de la région active, emmagasinant ainsi de l'énergie qui peut être libérée par retour du champ magnétique vers une configuration plus simple.

Cycle solaire

L'activité solaire n'est pas constante au cours du temps. On observe en moyenne la présence d'un grand nombre de centres actifs durant des périodes se répétant tous les onze ans. La montée de chaque cycle, qui dure quatre ans et demi, est nettement plus rapide que sa descente (six ans et demi). La périodicité est en réalité de vingt-deux ans : l'ordre des polarités des taches appartenant à un groupe bipolaire, qui reste, pour chaque hémisphère (Nord ou Sud) du Soleil, identique pendant onze ans, s'inverse au cycle suivant. L'étude de la position des taches indique par ailleurs que la latitude d'apparition des centres actifs, de 30 degrés environ au début du cycle de onze ans, décroît ensuite et n'est en moyenne que de l'ordre de 10 degrés en fin de cycle. Simultanément, les taches liées au cycle suivant commencent à apparaître à plus haute latitude.

L'activité solaire et le cycle sont liés à la régénération du champ magnétique à l'intérieur du Soleil, dans une région probablement localisée à l'interface entre la zone de transport radiatif et celle de transport convectif. Les courants électriques (l'intérieur du Soleil est conducteur) y produisent un effet dynamo auto-entretenu et oscillant avec une période de vingt-deux ans. Notons que la rotation différentielle (le Soleil, nous l'avons vu, ne tourne pas comme un solide) est un ingrédient important de ce phénomène.

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Soleil

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Écrit par :

  • : directeur de recherche au C.N.R.S., astrophysicien à l'Observatoire de Paris-Meudon

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Pour citer l’article

Pierre LANTOS, « SOLEIL », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 01 décembre 2021. URL : https://www.universalis.fr/encyclopedie/soleil/