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Le Soleil en lumière blanche
Cycle de vie d'une tache solaire (II) Comment se forment les taches solaires ? En 1948, dans leur livre "Astronomie, Les Astres, l'Univers" dont voici la jaquette et la couverture, les astronomes Lucien Rudaux, Gérard de Vaucouleurs et André Danjon écrivaient encore que selon "la théorie de Bjerkness, une tache est un tourbillon de la photosphère occasionnant une dépression superficielle, et duquel résulte un effet d'aspiration des couches inférieures", illustrant cette théorie en expliquant que "les tourbillons toriques donnent naissance aux taches solaires. [...] Sous la pression des gaz incandescents, ceux-ci forment des tourbillons qui éclatent en surface où les gaz peuvent s'échapper" (Larousse, 1948, p279). Aujourd'hui nous savons que la théorie de Bjerkness était fausse, totalement spéculative. S'il est exact que les mouvements d'un gaz peuvent former des tourbillons à la surface d'un fluide (cf. les photos de la fameuse Grande Tache Rouge de Jupiter ou d'étoiles géantes comme Bételgeuse et Antares), cette seule activité ne peut pas générer des taches sombres comme celles du Soleil et encore moins des protubérances, ni expliquer leur structure et leur évolution. Au début des années 2000, Bernhard Fleck, responsable scientifique du projet SOHO me répondit à la question ci-dessus : "si je connaissais la réponse je serais probablement l'astronome le plus célèbre..." En effet, à l'époque aucun scientifique ne pouvait prétendre qu'il connaissait les mécanismes qui présidaient à la formation des taches solaires et les processus à l'origine du cycle de 11 ans sur lequel nous reviendrons. On se doutait bien qu'elles avaient une origine magnétique entretenue par un effet dynamo dans la zone de convection car c'est un mécanisme universel dans ce genre d'environnement. Mais à l'époque, les modélisations n'étaient pas encore superposables à l'activité solaire réelle et il demeurait de nombreuses incertitudes. Si depuis, beaucoup d'efforts ont été entrepris pour améliorer les prédictions, il reste encore des inconnues, certes moins conséquentes mais rendant l'étude et la compréhension de la dynamique du Soleil toujours aussi passionnante. On reviendra en détail sur ces théories dans les pages consacrées au champ magnétique solaire. En fait, lorsque le champ magnétique solaire se renforce, il produit une augmentation de la densité électronique et de la pression des électrons. Cette perturbation magnétique déclenche l'apparition d'une zone claire appelée facule à la surface du Soleil. Ensuite, lorsque le champ magnétique solaire atteint une valeur d'environ 2000 à 3000 gauss[4], des taches apparaissent dans les régions faculaires, bloquant le transfert d'énergie vers la surface. Néanmoins, une facule peut rester sans grands changements plusieurs mois à la surface de la photosphère. Au début de son cycle de vie, une tache solaire apparaît sous la forme d'un pore minuscule naissant dans l'espace intergranulaire (voir plus bas), à peine discernable parmi les granules ou "grains de riz" dont nous reparlerons. Ils sont plus larges que les espaces intergranulaires mais plus petits que les granules avec lesquels on les confond quelquefois. Une journée suffit alors pour que le pore se transforme en une tache sombre qui grandit progressivement. Le pore est donc une tache sombre qui n'a pas (ou pas encore) de pénombre. Notons qu'en 1998, l'astrophysicien solaire Michal Sobotka de l'Académie des Sciences de la République Tchèque et ses collègues ont publié une intéressante étude sur les structures temporaires se développant à l'intérieur et autour des pores.
La taille d'un pore peut atteint 3" d'arc mais elle peut décupler en quelques jours car cette structure s'accompagne d'une augmentation graduelle du champ magnétique à cet endroit. Un pore a une durée de vie inférieure à 15 minutes et du fait de l'absence de pénombre, il constitue un sujet idéal pour étuder les interactions entre le champ magnétique vertical formant l'ombre des taches et les mouvements convectifs adjacents. En moins d'une semaine une pénombre se forme autour des pores; il devient a proprement dit une tache sombre dont la structure radiale de la pénombre est caractéristique. Cette pénombre est constituée de fibrilles qui évoluent au-dessus de la granulation et retombent dans la photosphère. On y reviendra. Lorsque la tache solaire est formée (avec sa pénombre) et aussi petite soit-elle, les astronomes l'identifient comme une "région active" au moyen d'un code alphanumérique commençant par AR (par exemple la région active AR 12546 ci-dessus au centre) et lui attribue une classe ainsi qu'à toutes les autres formations solaires afin de faciliter leur analyse systémique et le partage des informations. Les taches sombres se rassemblent en général pour former des groupes dont l'orientation est approximativement parallèle à l'équateur solaire. Au niveau de l'équateur, lorsque plusieurs taches sont regroupées, les taches isolées situées aux extrémités est et ouest du groupe se développent plus fortement que les autres. Il se forme alors une tâche de tête à l'ouest et une tache de queue à l'est du groupe entourée de plus petites taches. Arrivés à ce stade, les champs magnétiques des deux taches offrent une polarité opposée qui se manifeste aussi dans les taches intérieures au groupe : ce sont des groupes bipolaires, à l'image des deux polarités d'un aimant. Moins de deux semaines plus tard le groupe est au paroxysme et entame progressivement le cycle inverse, les taches se décomposent tout en maintenant leur association. Le plus grand nombre de taches solaires se forme entre 15 et 25° de latitude dans chacune des hémisphères solaires. Lorsque les dernières taches du cycle se forment vers 5°N ou 5°S, les taches du nouveau cycle apparaissent à nouveau vers 35°N et 35°S annonçant l'apparition d'un nouveau cycle. A voir : Modélisation d'une tache solaire en 3D (UCAR)
Combien de temps vit un groupe de taches solaires ? Sur base d'une étude conduite par l'Observatoire de Greenwich en Angleterre de 3000 groupes de taches solaires apparues au cours de la première moitié du XXe siècle, la durée de vie des taches solaires suit une courbe exponentielle qui obéit à la relation suivante : T = 0.1 Amax avec T, la durée de vie du groupe en jours et Amax, sa taille maximale exprimée en millionième de l'hémisphère solaire. Cette formule est valable pour des prédictions générales car de grandes variations individuelles peuvent se produisent. Sur base statistique, on constate que 50% des groupes de taches ont une durée de vie inférieure à 2 jours et seulement 10% des groupes survivent plus de 11 jours. Il existe quelques cas où un groupe de taches resta visible plus de 100 jours mais c'est vraiment exceptionnel. Un groupe de taches peut également subir de forts changements d'un jour à l'autre. On reviendra sur l'évolution des taches sombres dans l'article consacré à l'observation du Soleil en hydrogène alpha. A ce sujet, notons que l'apparition, l'évolution et le mouvement des protubérances sur lesquelles nous reviendrons répondent à l'évolution des taches solaires. Alors qu'une petite tache naissante ne formera près d'elle qu'une petite protubérance dont la durée de vie se limitera à quelques heures, la protubérance peut être activée par une tache qui se trouve dans une région active. Elle manifeste alors des mouvements puissants qui, poussés par la pression interne du Soleil et l'instabilité magnétique du milieu, peut évoluer en quelques heures jusqu'à déclencher une éruption chromosphérique violente voire une éjection de masse coronale ou CME. On y reviendra. La granulation solaire : grains de riz et fibrilles En 1748, au plus fort grossissement de sa lunette, James Short observa que la surface du Soleil se décomposait en une myriade de petites mosaïques juxtaposées. Ces zones dénommées granules ou plus communément "grains de riz" mesurent environ 1000 km de diamètre (entre environ 600-1300 km) soit la dimension de la France ou de l'Allemagne et résident à la limite de visibilité des instruments de 100 mm d’ouverture avec un diamètre angulaire moyen de 1.76" selon l'étude publiée en 1986 par Roudier et Muller[5] de l'Observatoire de Paris. Ces granules ne sont pas circulaires mais asymétriques et polygonales et présentent une dimension de centre à centre variant entre 0.6" et 4.6" (Bray et Loughhead, 1977) pour un diamètre variant entre 0.2" et 2.6" (Roudier et Muller, 1986). Concernant leur photographie, ces "grains de riz" sont plus grands et mieux visibles en lumière blanche à 5750 Å (vert) qu'en lumière bleue à 4305 Å. En revanche, leur structure est plus contrastée en lumière bleue qu'en lumière rouge. Compte tenu de la turbulence de l'atmosphère terrestre, sans l'usage d'optique adaptative, il est recommandé de les photographier au moyen d'un instrument d'au moins 100 mm de diamètre en lumière verte et en choisissant des temps d'exposition assez rapides (< 1/30 s) pour éviter de dégrader les plus fins détails. A
voir : Time-lapse
de l'évolution de la granulation solaire réalisé au SST de 0.98 m par Luc Rouppe van der Voort, Oslo The Sun seen by the Inouye Solar Telescope Taches solaires, granulation et flux convectifs
La granulation est un phénomène turbulent et donc instable. Certaines granules apparaissent au départ comme des brillances dans la matière intergranulaire mais la plupart "naissent" à partir de fragments d'anciennes granules se désintégrant. Ensuite, elles grandissent, développent une entaille sombre ou une tache sombre qui la connecte par la suite aux espaces intergranulaires. Finalement, les granules se divisent en deux ou plusieurs fragments qui s'évanouissent ou grandissent de nouveau pour former de nouvelles granules. Quand une grande granule développe son point sombre central, une structure en forme d'anneau se forme autour. On qualifie cette phase d'explosion de la granule (cf. Callier et al., 1968; Namba et Diemel, 1969; Namba et van Rijsbergen, 1977; Namba, 1986). En effet, l'anneau grandit puis se désintègre en plusieurs segments. Des études ont montré que dans une surface de 40"x40" on observe 44 explosions de granules en 1600 secondes (~27 minutes). Les données étant partielles en bordure de champ, on estime que la densité réelle des explosions de granules est plus élevée. Les premières analyses effectuées à partir de ballons stratosphériques (Bahng et Schwarzschild, 1961) indiquaient que leur durée de vie était d'environ 6 minutes mais des mesures effectuées par Mehltretter en 1978 indiquent que certaines granules peuvent survivre plus de 8 minutes mais moins de 20 minutes, leur durée de vie moyenne étant de 18 minutes.
Selon les modélisations, chaque granule représente le sommet d'un tube de convection provenant de la zone convective située sous la photosphère. L'analyse spectrale des fibrilles situées dans les espaces interganulaires et au-delà de la pénombre des taches (voir ci-dessous) met en évidence un déplacement rapide de la matière. Dans chaque granule la matière chaude monte au-dessus de la surface où elle libère son excédant d'énergie puis retombe une fois refroidie dans les espaces intergranulaires. La mesure de la vitesse granulaire obtenue par effet Doppler indique que les granules se déplacent verticalement à une vitesse corrigée moyenne de 1 km/s mais elle peut dépasser 7 km/s soit 25200 km/h et produisent des "bang" supersoniques et d'autres bruits acoustiques qui génèrent de véritables fronts d'ondes de choc à la surface du Soleil ainsi que nous le verrons dans les pages suivantes et lorsque nous aborderons les mouvements du Soleil. En raison de ce bombardement par les ondes de choc acoustiques, on constate que l'intensité lumineuse de la surface de la photosphère fluctue sur une échelle spatiale d'environ 10000 km avec une période de 5 minutes. Ces "grains de riz" sont donc en évolution permanente et forment un cycle ininterrompu, les anciennes granules étant repoussées sur le côté par l'arrivée d'un nouveau flot de matière émergeant des profondeurs. Comme la pénombre des taches sombres, les granules sont séparées par un espace intergranulaire formé de fibrilles bien visibles en hydrogène alpha dans lesquelles le flot de matière s'enfonce sous la photosphère à une vitesse d'environ 4 m/s soit 14 km/h. Les fibrilles individuelles présentent une intensité magnétique de 1000 à 3000 gauss et ont un diamètre de l'ordre de 160 à 200 km soit ~0.25". Ce sont les mouvements indépendants des fibrilles individuelles entretenus par le champ magnétique et la convection régnant dans l'espace interganulaire qui lie et finit par entrelacer les lignes de forces dans les champs bipolaires des régions actives. La luminosité des fibrilles est 20 à 30% inférieure à celle des grains de riz ce qui permet de déduire que du centre de la granule à la région sombre intergranulaire la différence de température est d'environ 400 K.
Enfin, notons qu'en 1956 A.B. Hart découvrit des mouvements à plus grande échelle dans la photosphère produits par des cellules d'un diamètre dix fois supérieur, mesurant de 12000 à 15000 km de diamètre, correspondant à la supergranulation. Jusqu'à la fin du XXe siècle on crut qu'il existait trois échelles de granulation : les granules (600-1300 km), la mésogranulation (5000-10000 km) et la supergranulation (> 20000 km). Mais en réalité, la mésogranulation n'existe pas; c'est un effet optique lié aux procédures d'analyses donnant une mauvaise interprétation des images. Ceci dit, la structure particulière de la granulation pose quelques problèmes aux astrophysiciens. Dans la photosphère, la granulation est très fine et les cellules sont irrégulières (et la supergranulation est difficile à distinguer). Quelques centaines de kilomètres plus haut, dans la chromosphère, la supergranulation est dix fois plus grande et s'étend jusqu'à la basse couronne, comme l'ont révélé les missions Skylab dans les années 1970. A ce niveau la température atteint 300000°C puis soudainement, au niveau 1.5 million de degrés la supergranulation devient floue et disparait presque. Ce mécanisme reste encore vague mais il semble que cette supergranulation de la chromosphère ait quelque relation avec la température de la couronne. A lire : Des cellules convectives géantes aux granules
La dynamique solaire Parce qu'il est chaud et gazeux, des changements se manifestent en permanence sur la surface du Soleil dont l'effet le plus visible est la rotation différentielle des taches sombres en fonction de la latitude. Ces changements suivent une progression qui s'explique en raison de la présence de plusieurs composantes dynamiques qui sont : - La rotation solaire - La convection cellulaire - Les oscillations - Le courant méridional ou flux polaire. Quelle est la vitesse de rotation du Soleil ? La vitesse de rotation du Soleil atteint 2000 m/s soit 7200 km/h à l'équateur, c'est la vitesse la plus élevée. Les mouvements d'oscillations et de convection présentent des amplitudes d'environ 300 m/s alors que le courant méridional évolue à environ 20 m/s en surface. Chacune de ces composantes joue un rôle important dans notre compréhension du Soleil et la manière dont il entretient le cycle de 11 ans. On reviendra sur ces mécanismes dans l'article consacré à l'astrophysique solaire. Les taches sombres se déplacent d'environ 12° héliocentriques par jour. Une grande tache sombre traverse ainsi le disque du Soleil de bord à bord en un peu plus de 13 jours. Sachant que la Terre se déplace dans la même direction que le Soleil à environ 1° par jour (il lui faut 365.25 jours pour effectuer une révolution), nous devons ajouter 1° par jour à ce mouvement apparent pour calculer la période de rotation du Soleil. Des observations systématiques montrent que les régions équatoriales tournent autour de l'axe solaire en 24.45 jours minimum tandis que les régions polaires effectuent une rotation entre 33 jours et moins de 38 jours. Les taches polaires sont donc en retard sur les taches équatoriales. C'est cette rotation inégale qui perturbe et entremêle le champ magnétique du Soleil et est à l'origine des taches sombres.
Mais le Soleil n'a pas toujours tourné à ce taux moyen d'une rotation en 27 jours. Selon une étude publiée par l'astrophysicienne Prabal Saxena du centre Goddard de la NASA et ses collègues dans "The Astrophysical Journal Letters" en 2019 (en PDF sur arXiv), il y a 4 milliards d'années le jeune Soleil tournait sur lui-même trois fois plus vite qu'aujourd'hui et était plus actif. Comment les chercheurs ont-ils obtenu ces résultats ? En étudiant l'origine des matériaux lunaires, Saxena et ses collègues se sont demandés pourquoi la Lune ne contient qu'une faible proportion des éléments qu'on trouve aujourd'hui sur Terre et s'il y avait un lien avec l'activité du jeune Soleil ? Selon sa collègue Rosemary Killen, coautrice de cet article et qui étudie les effets de la météo spatiale sur les atmosphères et les exosphères planétaires, l'histoire du Soleil est enfouie dans la croûte de la Lune, une idée que partage Saxena. L'équipe a donc mis ses connaissances en commun pour tenter de répondre à ces questions restées sans réponses.
En 2012, Killen avait simulé l'effet de l'activité solaire sur les quantités de sodium et de potassium déposées sur la Lune par le vent solaire ou par les puissantes CME. De son côté, Saxena incorpora dans sa simulation la relation mathématique entre la vitesse de rotation d'une étoile et son activité éruptive. Grâce à l'étude de milliers d'étoiles au moyen du télescope Kepler de la NASA, on sait que plus une étoile tourne vite sur elle-même, plus elle présente de violentes éruptions. En utilisant des modèles informatiques sophistiqués, Saxena et ses collègues pensent avoir finalement résolu ces deux mystères. Leurs simulations informatiques montrent que le Soleil primitif tournait plus lentement que la moitié des jeunes étoiles. Selon les estimations des chercheurs, dans les premiers milliards d’années, le Soleil mettait 9 à 10 jours pour effectuer une rotation. Il est donc classé parmi les "rotateurs lents" (slow rotator). C'est le seul taux de rotation compatible avec les quantités de sodium et de potassium mesurées sur la Lune. En effet, un rotateur moyen ou rapide aurait bombardé la Lune de bien plus de particules que ce qui a été mesuré. Cette découverte est très importante car selon Saxena, "ce changement a probablement changé la façon dont l'atmosphère de Vénus a évolué et la rapidité avec laquelle elle a perdu son eau. Il a probablement aussi changé la rapidité avec laquelle Mars a perdu son atmosphère et modifié la chimie atmosphérique de la Terre." Sur le plan exobiologique, Saxena en déduit que "la météo spatiale a probablement été l'une des influences majeures de l'évolution de toutes les planètes du système solaire. Toute étude sur l'habitabilité des planètes doit donc en tenir compte." On reviendra sur les conditions de viabilité dans la zone habitable où de fait le rayonnement est l'un des paramètres les plus importants influençant les conditions potentielles de vie avec la quantité de chaleur et donc la présence ou non d'eau liquide, et la présence ou non d'éléments toxiques, quoiqu'en terme d'adaptation tout soit relatif. On reviendra sur les climats de Vénus, de la Terre et de Mars. Au vu de ces résultats, les astronomes attendent beaucoup des futures missions d'exploration lunaires qui devraient analyser des échantillons de sol des régions polaires qui pourraient apporter des preuves physiques de la vitesse de rotation du jeune Soleil. En effet, selon l'astrophysicien solaire et astrobiologiste Vladimir Airapetian du centre Goddard de la NASA, les particules chargées émises par le Soleil auraient pu être déviées par le champ magnétique de la Lune il y a 4 milliards d'années. S'il s'avère que les régions polaires sont plus altérées chimiquement que les régions équatoriales, ce serait une preuve supplémentaire confirmant l'activité plus intense du jeune Soleil. La Lune comme le Soleil sont donc loin de nous avoir révélés tous leurs secrets. Prochain chapitre
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