Astronomie

Objectifs d’apprentissage

À la fin de cette section, vous serez en mesure de :

  • Décrire le cycle des taches solaires et, plus généralement, le cycle solaire
  • Expliquer comment le magnétisme est la source de l’activité solaire

Avant l’invention du télescope, on pensait que le Soleil était une sphère immuable et parfaite. Nous savons maintenant que le Soleil est en perpétuel changement : sa surface est un chaudron bouillonnant de gaz chauds. Des zones plus sombres et plus froides que le reste de la surface apparaissent et disparaissent. De vastes panaches de gaz font éruption dans la chromosphère et la couronne. Parfois, il y a même des explosions géantes sur le Soleil qui envoient d’énormes courants de particules chargées et d’énergie vers la Terre. Lorsqu’elles arrivent, celles-ci peuvent provoquer des pannes de courant et d’autres effets graves sur notre planète.

Les taches solaires

Figure 1. Taches solaires : Cette image des taches solaires, des régions plus froides et donc plus sombres sur le Soleil, a été prise en juillet 2012. Vous pouvez voir la région centrale sombre de chaque tache solaire (appelée l’ombre) entourée d’une région moins sombre (la pénombre). La plus grande tache représentée ici a une largeur d’environ 11 Terres. Bien que les taches solaires semblent sombres lorsqu’elles sont vues à côté des gaz plus chauds de la photosphère, une tache solaire moyenne, découpée de la surface solaire et laissée debout dans le ciel nocturne, serait à peu près aussi brillante que la pleine lune. L’aspect tacheté de la surface du Soleil est la granulation. (crédit : NASA Goddard Space Flight Center, Alan Friedman)

La première preuve que le Soleil change est venue de l’étude des taches solaires, qui sont de grandes caractéristiques sombres observées à la surface du Soleil, causées par une activité magnétique accrue. Elles semblent plus sombres parce que les taches sont généralement à une température d’environ 3800 K, alors que les régions brillantes qui les entourent sont à environ 5800 K (figure 1). Parfois, ces taches sont suffisamment grandes pour être visibles à l’œil nu, et nous disposons d’enregistrements remontant à plus de mille ans d’observateurs qui les ont remarquées lorsque la brume ou le brouillard réduisait l’intensité du Soleil. (Nous insistons sur ce que vos parents vous ont sûrement dit : regarder le Soleil, même brièvement, peut provoquer des lésions oculaires permanentes. C’est le seul domaine de l’astronomie où nous ne vous encourageons pas à faire vos propres observations sans obtenir des instructions ou des filtres minutieux de votre instructeur.)

Bien que nous comprenions que les taches solaires semblent plus sombres parce qu’elles sont plus froides, elles sont néanmoins plus chaudes que les surfaces de nombreuses étoiles. Si l’on pouvait les retirer du Soleil, elles brilleraient de mille feux. Elles n’apparaissent sombres que par contraste avec la photosphère plus chaude et plus brillante qui les entoure.

Les taches solaires individuelles vont et viennent, avec des durées de vie allant de quelques heures à quelques mois. Si une tache dure et se développe, elle se compose généralement de deux parties : un noyau interne plus sombre, l’ombre, et une région environnante moins sombre, la pénombre. De nombreuses taches deviennent beaucoup plus grandes que la Terre, et quelques-unes, comme la plus grande montrée sur la figure 1, ont atteint un diamètre de plus de 140 000 kilomètres. Les taches se produisent fréquemment en groupes de 2 à 20 ou plus. Les plus grands groupes sont très complexes et peuvent compter plus de 100 taches. Comme les tempêtes sur Terre, les taches solaires ne sont pas fixes en position, mais elles dérivent lentement par rapport à la rotation du Soleil.

Figure 2. Les taches solaires tournent à la surface du Soleil : Cette séquence de photographies de la surface du Soleil suit le mouvement des taches solaires à travers l’hémisphère visible du Soleil. Le 30 mars 2001, ce groupe de taches solaires s’est étendu sur une zone d’environ 13 fois le diamètre de la Terre. Cette région a produit de nombreuses éruptions et éjections de masse coronale. (crédit : modification du travail de SOHO/NASA/ESA)

En enregistrant les mouvements apparents des taches solaires alors que le Soleil en rotation les transportait à travers son disque (figure 2). Galilée, en 1612, a démontré que le Soleil tourne sur son axe avec une période de rotation d’environ 1 mois. Notre étoile tourne dans une direction ouest-est, comme les mouvements orbitaux des planètes. Le Soleil, cependant, est un gaz et ne doit pas tourner de manière rigide, comme le fait un corps solide comme la Terre. Les observations modernes montrent que la vitesse de rotation du Soleil varie en fonction de la latitude, c’est-à-dire qu’elle est différente selon que l’on se trouve au nord ou au sud de l’équateur du Soleil. La période de rotation est d’environ 25 jours à l’équateur, 28 jours à une latitude de 40°, et 36 jours à une latitude de 80°. On appelle ce comportement la rotation différentielle.

Le cycle des taches solaires

Entre 1826 et 1850, Heinrich Schwabe, un pharmacien allemand et astronome amateur, a tenu des registres quotidiens du nombre de taches solaires. Ce qu’il cherchait vraiment, c’était une planète à l’intérieur de l’orbite de Mercure, qu’il espérait trouver en observant sa silhouette sombre lorsqu’elle passait entre le Soleil et la Terre. Il n’a pas trouvé la planète espérée, mais sa diligence a porté ses fruits avec une découverte encore plus importante : le cycle des taches solaires. Il a constaté que le nombre de taches solaires variait systématiquement, selon des cycles d’environ une décennie.

Ce que Schwabe a observé, c’est que, bien que les taches individuelles aient une courte durée de vie, le nombre total visible sur le Soleil à un moment donné était susceptible d’être très supérieur à certains moments – les périodes de maximum de taches solaires – qu’à d’autres moments – les périodes de minimum de taches solaires. Nous savons maintenant que les maxima de taches solaires se produisent à un intervalle moyen de 11 ans, mais les intervalles entre les maxima successifs ont varié de 9 ans à 14 ans. Pendant les maxima de taches solaires, on peut souvent voir plus de 100 taches en même temps. Même dans ce cas, moins d’un demi pour cent de la surface du Soleil est couverte de taches (figure 2). Pendant les minima de taches solaires, il arrive qu’aucune tache ne soit visible. L’activité du Soleil a atteint son maximum le plus récent en 2014.

Visionnez cette brève vidéo du Goddard Space Flight Center de la NASA qui explique le cycle des taches solaires.

Magnétisme et cycle solaire

Maintenant que nous avons abordé le cycle d’activité du Soleil, vous vous demandez peut-être : « Pourquoi le Soleil change-t-il de manière aussi régulière ? » Les astronomes comprennent maintenant que c’est le champ magnétique changeant du Soleil qui est à l’origine de l’activité solaire.

Le champ magnétique solaire est mesuré à l’aide d’une propriété des atomes appelée l’effet Zeeman. Rappelez-vous, dans Rayonnement et spectres, qu’un atome possède de nombreux niveaux d’énergie et que des lignes spectrales se forment lorsque les électrons passent d’un niveau à un autre. Si chaque niveau d’énergie est défini avec précision, la différence entre eux est également très précise. Lorsqu’un électron change de niveau, il en résulte une raie spectrale nette et étroite (soit une raie d’absorption, soit une raie d’émission, selon que l’énergie de l’électron augmente ou diminue lors de la transition).

En présence d’un champ magnétique puissant, cependant, chaque niveau d’énergie est séparé en plusieurs niveaux très proches les uns des autres. La séparation des niveaux est proportionnelle à l’intensité du champ. Par conséquent, les raies spectrales formées en présence d’un champ magnétique ne sont pas des raies uniques mais une série de raies très rapprochées correspondant aux subdivisions des niveaux d’énergie atomique. Ce fractionnement des raies en présence d’un champ magnétique est ce qu’on appelle l’effet Zeeman (du nom du scientifique néerlandais qui l’a découvert en 1896).

Figure 3. Effet Zeeman : Ces photographies montrent comment les champs magnétiques des taches solaires sont mesurés au moyen de l’effet Zeeman. (gauche) La ligne noire verticale indique la position de la fente du spectrographe à travers laquelle la lumière est passée pour obtenir le spectre en (droite). (crédit : modification des travaux de NSO/AURA/NSF)

Les mesures de l’effet Zeeman dans les spectres de la lumière des régions de taches solaires montrent qu’elles possèdent de forts champs magnétiques (figure 3). Gardez à l’esprit que les aimants ont toujours un pôle nord et un pôle sud. Lorsque les taches solaires sont observées par paires, ou en groupes contenant deux taches principales, l’une des taches a généralement la polarité magnétique d’un pôle nord et l’autre la polarité opposée. De plus, au cours d’un cycle donné, les taches principales des paires (ou les taches principales des groupes) de l’hémisphère Nord ont toutes tendance à avoir la même polarité, tandis que celles de l’hémisphère Sud ont toutes tendance à avoir la polarité opposée.

Au cours du cycle de taches solaires suivant, cependant, la polarité des taches principales est inversée dans chaque hémisphère. Par exemple, si au cours d’un cycle, les taches de tête de l’hémisphère nord avaient toutes la polarité d’un pôle orienté vers le nord, alors les taches de tête de l’hémisphère sud auraient la polarité d’un pôle orienté vers le sud. Au cours du cycle suivant, les premières taches de l’hémisphère nord auraient la polarité du pôle sud, tandis que celles de l’hémisphère sud auraient la polarité du pôle nord. Par conséquent, à proprement parler, le cycle des taches solaires ne se répète pas en ce qui concerne la polarité magnétique avant que deux cycles de 11 ans ne se soient écoulés. Une représentation visuelle des champs magnétiques du Soleil, appelée magnétogramme, peut être utilisée pour voir la relation entre les taches solaires et le champ magnétique du Soleil (figure 4).

Figure 4. Magnétogramme et cycle solaire : Sur l’image de gauche, appelée magnétogramme, on voit la polarité magnétique des taches solaires. Les zones noires sont celles où le magnétisme est dirigé vers le noyau du Soleil, tandis que les régions blanches sont celles où il s’éloigne du noyau, vers nous. Cette séquence spectaculaire sur la droite montre le cycle d’activité du Soleil. Les 10 cartes du champ magnétique à la surface du Soleil couvrent une période de 7,5 ans. Les deux polarités magnétiques (N et S) du champ magnétique sont représentées sur un disque bleu, du bleu foncé au noir (N) et du bleu clair au blanc (S). L’image la plus ancienne, prise le 8 janvier 1992, se trouve en bas à gauche et a été prise juste après le maximum solaire. Chaque image, de gauche à droite autour de l’arc, a été prise entre six mois et un an après la précédente. La dernière image a été prise le 25 juillet 1999, alors que le Soleil approchait du prochain maximum solaire. Notez quelques modèles frappants dans les cartes magnétiques : la direction de la polarité du blanc au noir dans l’hémisphère sud est opposée à celle de l’hémisphère nord. (crédit gauche : modification du travail par la NASA/SDO ; crédit droit : modification du travail par la NASA/SOHO)

Pourquoi le Soleil est-il un aimant aussi puissant et compliqué ? Les astronomes ont découvert que c’est la dynamo du Soleil qui génère le champ magnétique. Une dynamo est une machine qui convertit l’énergie cinétique (c’est-à-dire l’énergie du mouvement) en électricité. Sur Terre, on trouve des dynamos dans les centrales électriques où, par exemple, l’énergie du vent ou de l’eau qui coule est utilisée pour faire tourner des turbines. Dans le Soleil, la source d’énergie cinétique est le brassage des couches turbulentes de gaz ionisé à l’intérieur du Soleil que nous avons mentionné précédemment. La plupart des chercheurs s’accordent à dire que la dynamo solaire est située dans la zone de convection ou dans la couche d’interface entre la zone de convection et la zone radiative située en dessous. Lorsque les champs magnétiques de la dynamo du Soleil interagissent, ils se brisent, se reconnectent et s’élèvent à travers la surface du Soleil.