La petite histoire des taches solaires (Deuxième partie)
Collaboration spéciale de Paul Charbonneau Département de physique, Université de Montréal
Un cycle de 11 ans
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 jusqu'à 1745. Il révise alors la période du cycle pour l'établir à 11 ans. (Lire la chronique sur les tempêtes solaires)
Variation du nombre de taches solaires en fonction du temps, de 1745 à aujourd'hui. Le cycle de 11 ans est clairement visible. La numérotation des cycles suit la convention établie au XIXe siècle par Rudolf Wolf. En 2005, le 23e cycle est dans sa phase décroissante.
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 deux décennies, mènent à plusieurs découvertes.
Les lois de polarité de Hale. 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 est inversé 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 à tous les 11 ans. Un cycle magnétique complet a donc lieu en 22 ans et se manifeste notamment par l'apparition de taches solaires.
Les éruptions 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 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.
Cette éruption solaire, observée par le satellite SOHO, est appelée « Jour de la Bastille » car elle s'est produite un 14 juillet. C'est l'une des plus puissantes éruptions observées à ce jour. (Source : NASA, ESA.)
Le champ magnétique est le moteur et la source d'énergie de tous les phénomènes correspondant à l'activité solaire. Celui au coeur 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. On pourrait donc s'attendre à ce que l'astre soit un peu moins brillant durant les phases d'activité maximale; mais on observe exactement le contraire : le Soleil est plus brillant d'environ 0,15 %, alors que les taches sombres sont plus nombreuses. Il doit exister d'autres structures, plus brillantes, dans l'atmosphère du Soleil et celles-ci compensent pour la baisse de luminosité due aux taches.
Les observations des plus récentes missions spatiales, conjuguées aux percées en optique de pointe, ont permis la détection de ces structures. Elles correspondent à de petites concentrations de champ magnétique très intense, ayant un diamètre de 100 km (en comparaison, une tache solaire peut atteindre 10 000 km de diamètre, soit presque le diamètre de la Terre).
Éruption solaire observée par Carrington le 1er septembre 1859. Seules les plus fortes éruptions sont ainsi détectables. Elles ont ici la forme de deux petites taches blanches (A et B). Les éruptions solaires sont plus facilement visibles dans d'autres portions du spectre lumineux (comme l'ultraviolet). Les observations doivent être effectuées de l'espace car l'atmosphère terrestre crée un voile opaque qui nous empêche de les voir à partir de la Terre.
Les missions d'observation modernes
Le Soleil tel qu'observé par les instruments du satellite SOHO. (Sources : NASA, ESA.)
L'étude des taches solaires continue de façon intense grâce à des instruments terrestres et spatiaux qui sont constamment perfectionnés. Les instruments spatiaux sont particulièrement efficaces car l'atmosphère terrestre ne fait alors plus obstacle à l'observation dans tout le spectre électromagnétique.
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 la manière dont l'énergie est transportée vers la surface du Soleil restent inconnues.
Plusieurs modèles physiques du cycle magnétique solaire à l'origine des taches ont été proposés, mais aucun ne fait consensus. La petite histoire des taches solaires est loin d'être terminée.
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