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Le Soleil en lumière blanche

La région active AR 1520 photographiée le 12 juillet 2012 par Alan Friedman au moyen d'un télescope Maksutov-Cassegrain Astro-Physics de 250 mm de diamètre. Cette région active qui s'étend sur plus de 231000 km émit une CME en direction de la Terre à l'origine d'aurores.

écrit en collaboration avec le Dr David H. Hathaway, NASA-MSFC

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 maximale, 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 surface solaire en lumière blanche. A gauche, un minuscule pore perdu dans les grains de riz. Si le champ magnétique local est très important et perturbé il pourra évoluer pour devenir semblable à la tache solaire présentée au centre. Cette grande tache sombre d'environ 50000 km du nord au sud (AR 12546, classe Cho) a été photographiée le 21 mai 2016 par Salvato Giampaolo avec une lunette de 205 mm f/9 portée à f/36 équipée d'un prisme d'Herschel Baader muni de filtres anti-UV/IR et continuum Baader (bande passante autour de ~540 nm). Voici l'image générale de la surface du Soleil à la même date. A droite, le groupe de taches solaires complexe AR 10030 de classe Fkc photographiée le 15 juillet 2002 en lumière blanche (dont une vidéo et un gros-plan sont présentés plus bas). L'image couvre un champ d'environ 65000 km de côté dans lequel on peut placer 26 fois la Terre ! Documents NSO/Sacramento Peak, Salvato Giampaolo et Swedish 1-m Solar Telescope.

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)

La dynamique des taches solaires. Ci-dessus à gauche, évolution d'un grand groupe de taches apparut en octobre 2014 et dont la NASA se fit l'écho car la région active AR 12192 fut à l'origine d'éruptions de classe X3.1. Au centre, une tache sombre photographiée dans la raie du Calcium II K. La zone brillante entourant la tache représente le flux magnétique se déplaçant verticalement. Sa température est 10 K plus élevée que la photosphère avoisinante. A droite, le gradient de température sous une tache solaire. Cette tache est probablement alimentée par un effet dynamo complexe qui prend sa source dans les basses couches de convection. Cliquer ici pour lancer une animation (Mpeg de 3.9 MB). Ci-dessous, modélisation du champ magnétique dans une tache solaire vue de profil. Documents Harry Roberts/U.Calif. Mt Wilson, UCAR et MDIG.

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.

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

Taches solaire, granulation et flux convectifs

La granulation solaire photographiée en lumière blanche au SST de 0.98 m et colorisées. Chaque polygone a la superficie de la France et survit entre 6 et 20 minutes. A droite, il s'agit d'une photographie en vue oblique montrant les nombreux points brillants des facules sur les parois des granules. Une vidéo time-lapse de l'image de gauche est reprise ci-dessus. Documents Luc Rouppe/SST et Goran Scharmer/SST - Royal Swedish Academy of Sciences.

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 nouveaux 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 min.). Les données étant partielles en bordure de champ, on estime que la densité réelle des explosions de granules et 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.

Plongée dans une tache solaire

12 sep 99, AR8693

27 min, 1.8 MB

17 sep 99, AR8695

83 min, 2.3 MB

20 sep 99, AR8704

70 min, 875 KB

22 oct 99, AR8737

78 min, 2.8 MB

Ces films exceptionnels en haute-résolution montrent en accéléré (1 heure réduite à 5 sec) la dynamique d'une tache solaire. Ci-dessus, un gros-plan sur les grains de riz et trois vues générales réalisées avec le Dutch Open Telescope. Ci-dessous, quatre documents en très haute-résolution réalisés le 15 juillet 2002 au Swedish 1-m Solar Telescope montrant l'activité de la région active AR 10030, des filaments sombres autour des grains de riz et des courants dans la pénombre.

Fichiers QT/MOV de 3 et 4 MB (durée réelle 1h15).

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 chocs 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 chocs 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 force 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.

A gauche, un gros-plan sur le réseau radial de filaments qui suivent les lignes du champ magnétique dans la pénombre de la tache solaire AR 10030 de classe Fkc photographiée le 15 juillet 2002 en lumière blanche (dont une vidéo et une image générale sont présentées plus haut). A droite, le groupe de taches solaires AR 8955 de classe Eao photographié en avril 2000. Ce groupe à la particularité de présenter un double pont lumineux ("light bridge") de 5000 km en son milieu. Ce pont de plasma s'élève à 500 km au-dessus de la base des taches sombres. Ce jour là, on dénombra 10 groupes de taches et 70 taches sombres individuelles sur la face visible du Soleil. Documents SST de 1m et SVT de 50 cm.

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 a cru 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

Les effets de la convection

On explique la structure granuleuse de la surface solaire comme étant la manifestation du brassage de la matière se trouvant sous la photosphère : les masses gazeuses, après avoir parcouru environ 1000 km se dissolvent dans le milieu ambiant, engendrant des hétérogénéités analogues aux cellules de convection terrestre qu'observa Bénard au début du XXe siècle. Lorsque ces mouvements ont lieu directement sous la photosphère ils s'interrompent brutalement. La photosphère subit alors une sorte de bombardement par les éléments du brassage sous-jacent. Ces chocs engendrent des perturbations sous formes de granules. Noter les légères différences de température au sein même des cellules convectives. Document SOHO/MDI/U.Stanford adapté par l'auteur.

Cette énorme boule de gaz capricieuse est donc en perpétuel changement selon une progression qui s'explique clairement mais dont les lois conservent certaines incertitudes. Parce qu'il est gazeux, ses constituants ne tournent pas uniformément à toutes les latitudes. Nous savons que la surface du Soleil est en perpétuel mouvement 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 (voir le magnétisme du Soleil).

La vitesse la plus élevée est induite par la rotation du Soleil qui atteint 2000 m/s à l'équateur. 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.

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 minutieuses ont mis en évidence que les régions équatoriales tournent autour de l'axe solaire en 24.45 jours minimum, alors que les régions polaires effectuent cette 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.

La rotation différentielle du Soleil. A gauche, graphique de la variation du taux de rotation en fonction de la latitude solaire et de la profondeur à trois latitudes solaires obtenues après 2 mois d'enregistrements par l'instrument MDI du satellite SOHO. La ligne verticale vers 0.71 Rs indique la tachocline séparant la zone radiative de la zone convective. A droite, dopplergramme indiquant la vitesse de rotation à la surface du Soleil. En noir, les zones se dirigeant vers l'observateur. Documents Kosovichev et al. (1997) et SOHO/MDI.

Mais nous connaissons surtout l'activité du Soleil par ses protubérances. Il s'agit de condensations de plasma (atomes ionisés) et de particules chargées (protons, électrons et ions) éjectés dans la couronne solaire. Bien qu'elles y soient totalement immergées, leur température est environ 100 fois plus basse et leur densité 100 fois plus élevée que celle de la couronne. Du fait que la matière est partiellement chargée, elle épouse la forme des lignes de force du champ magnétique local. Ceci explique l'existence de protubérances en forme d'arche, de boucle, de spirale ou formant des sortes de petits nuages en lévitation magnétique au-dessus de la chromosphère. C'est aussi le champ magnétique qui génère la force nécessaire à leur sustentation dans la couronne, les empêchant de s'écrouler sous leur propre poids.

L'apparition, l'évolution et le mouvement des protubérances 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 émission de matière coronale (CME). On y reviendra.

Prochain chapitre

Le cycle solaire

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[4] 0.0001 Tesla = 1 Gauss = 10000 Weber/m².

[5] Lire en ligne le webzine "Living Reviews in Solar Physics", Springer - Lire aussi "Solar and Stellar Magnetic Activity", Reissue Edition, Carolus J. Schrijver et Cornelis Zwaan, Cambridge Astrophysics, 2008 - "High Resolution Solar Physics", A.Title et al., 1984 - "Structure of the solar granulation", T.Roudier et R.Muller, Solar Physics, March 1986, Vol. 107, issue 1, pp11-26. Notons que Roudier et Muller avaient obtenu pour les granules un diamètre moyen de 1.76" à partir de mesures réalisées en 1978 grâce à une lunette de 50 cm de diamètre dédiée à l'étude du Soleil installée en 1961 sous la coupole Jean Rösch (anc. coupole Tourelle) du Pic-du-Midi à 2877 m d'altitude. La lunette était équipée d'un filtre interférentiel d'une demi-bande passante de 60 Å centré sur la raie de 5750 Å. Le système optique offrait une résolution de 0.25" (et à l'époque on ne parlait pas d'optique adaptative et à peine de traitement d'image).


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