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Le Soleil en lumière blanche Le cycle solaire (III) Toutes les manifestations d'une région définie du Soleil porte le nom de centre d'activité ou région active (AR). En observant le disque solaire en lumière blanche on comprend rapidement que ces manifestations de l'activité solaire évoluent constamment. Dès 1843, c'est un amateur allemand, Heinrich Schwabe qui découvrit par hasard en recherchant une éventuelle planète en transit devant le limbe du Soleil, que les taches qu'il dessinait depuis des années semblaient suivre un cycle de dix ans. A la même époque l'astronome suisse Rudolph Wolf parvint à reconstituer les cycles solaires depuis 1750. A consulter : Progression du cycle solaire, Spaceweather Solar Cycle Progression, NOAA Daily and monthly sunspot number (last 13 years), SIDC Monthly Averaged Sunspot Numbers, NASA
On sait aujourd'hui que l'activité solaire suit un cycle moyen de 11.2 ans (les courbes oscillent entre 9 et 14 ans), la particularité majeure de ce cycle étant une période d'activité minimale suivie d'une phase de paroxysme qui dure moins de trois ans. Ce maximum coïncide avec l'activité du champ magnétique solaire, mais dont la période est double, de 22 ans, obéissant à la loi de Hale. A cette période standard semble toutefois se superposer un cycle centenaire qui expliquerait les variations de cette amplitude. Notons qu'il peut y avoir un décalage jusqu'à deux ans entre les maxima observés dans l'hémisphère nord et dans l'hémisphère sud solaire (comme cela s'est produit en 1989 et 1991 par exemple). Selon les prévisions de la NASA, "le Cycle 25 sera légèrement plus actif que le Cycle 24 mais restera plus faible que le Cycle 23, en bon accord avec les champs polaires et les précurseurs géomagnétiques." Selon les prévisions de Christian Harris du Space Weather Trackers, pour le Cycle 25 "le SSN maximal estimé s'est finalement fixé à une valeur de 184 avec un degré de confiance de 95% tandis que la vraie valeur se situera entre 121 et 247." A confirmer. Les premières données enregistrées depuis 2020 indiquent toutefois que le SSN est régulièrement au-dessus des valeurs prédites, conduisant à une moyenne lissée supérieure au double de ce qui avait été prévu (pour janvier 2023, le SSN = 143.6 au lieu de 63.4) ! On observe la même augmentation avec l'indice du flux solaire (SFI). En fait le nombre de taches sombres observées se situe exactement entre les valeurs prédites par la NOAA/NASA/ISES (SSN faible) et le modèle de McIntosh/Leamon (SSN élevé) comme le montre ce graphique préparé par Scott McIntosh. Le nombre de Wolf En comptabilisant le nombre de taches et d'éruptions, on peut calculer l'activité moyenne du Soleil. Il existe une relation qui permet de normaliser l'activité solaire et qui définit le "nombre de Wolf", W. L'indice de Wolf, appelé aujourd'hui RI (Relative Index) est comptabilisé et géré par l'Observatoire Royal de Belgique (SIDC). Cet indice est complété par une mesure photographique de la surface tachée et par une mesure du flux radioélectrique à 10.7 cm de longueur d'onde (2800 MHz). Les corrélations entre ces données dépassent 97%.
Qu'est ce que le SSN ? Comme expliqué dans l'article "SSN or the short history of the Smoothed Sunspot Number", il s'agit de la valeur médiane du nombre de taches solaires moyennée sur 6 mois ou 1 an. C'est donc une valeur statistique moyenne estimée chaque mois de l'année. Cette valeur est corrélée avec le flux solaire moyen (SFI) par la relation suivante : SFI = 63.7 + 0.727 SSN + 8.95x10-4SSN2 Ainsi un SFI de 85 est équivalent à un SSN de 28. Un SFI de 400 (valeur maximale) correspond à un SSN ≥ 250. Mais attention, statistique veut dire moyenne. Autrement dit la valeur moyenne peut être très différente de la valeur réelle journalière. Ainsi, pour reprendre l'exemple du Soleil sans aucune tache sombre observé le 4 juin 2016, le SSN prédit pour ce jour valait 39.4. Cette différence ne remet pas en question la méthode de calcul. Mais si vous utilisez le SSN dans vos simulations, n'oubliez pas d'utiliser des données prédites pour le jour concerné comme le propose le site Sunspot Watch par exemple et d'utiliser des valeurs au moins 25% supérieures et inférieures aux moyennes et de voir le résultat. Vous seriez surpris ! Dans un programme d'estimation de la propagation radio en HF par exemple, un SSN de 100 plutôt que 125 peut réduire la portée du signal onde-courte jusqu'à 25% ! A consulter : Observe the Sun Modélisation de l'activité solaire et un résumé du modèle
Une longue observation du cycle solaire montre que les taches équatoriales tournent plus rapidement autour du Soleil que les taches situées à 45° de latitude héliocentriques. Celui vient du fait que le champ magnétique à l'équateur est plus vite entraîné qu'à 45° de latitude. Après 11 ans environ, ce champ magnétique est très entrelacé sous forme de spirales sous la photosphère de chacune des hémisphères. Ces spirales s'enchevêtrent si bien que la pression et la densité des particules augmentent, perçant la surface en formant des groupes de taches bipolaires. C'est par 15° de latitude que ces explosions dans la photosphère sont les plus nombreuses. Au bout de quelques semaines, les polarités s'annuleront, les taches du cycle précédent disparaîtront tandis que de nouvelles taches prendront la relève, le Soleil poursuivant son cycle. Finalement il se calmera pour ne présenter presque plus aucune tache, ni de protubérances, émettant peu de rayons cosmiques (il y a peu d'éruptions solaires) et très peu de rayons X (photons) quelques années plus tard. Si on reporte l'activité des taches sombres dans un diagramme temporel en fonction de la latitude héliocentrique, au fil du temps on obtient la "figure en papillon" présentée ci-dessous. Elle correspond à l'évolution du champ toroïdal qui se développe dans la zone de convection (cf. le courant méridional). A lire : The Solar Cycle (PDF), D.Hathaway, Dec 2015, NASA The Shape of the Sunspot Cycle (PDF), D.Hathaway et al., 1994, NASA L'indice Dow Jones et les taches solaires (sur le blog, 2009) Sunspot cycle and predictions (NASA/MSFC)
Afin de permettre une analyse systémique, les taches solaires sont répertoriées suivant la classification de Brunner, dite de Zurich. Les taches sont codées de A jusque J, différenciées en fonction de leur évolution et leur taille. Cette classification fut mise à jour par Patrick S. McIntosh (1940-2016) en 1981. Tout en gardant une similitude de base avec celle de Brunner, elle laisse apparaître des différences dans l'intensité, la complexité et la stabilité des taches polarisées, phénomènes qui étaient masqués dans la classification originale. Un classement similaire existe pour les plages faculaires et les phénomènes éruptifs (protubérances, éruptions). Ces classifications permettent aux professionnels d'améliorer les prédictions des éruptions solaires en précisant leurs interactions avec le milieu interplanétaire et leurs retombées dans l'environnement terrestre (perturbations géomagnétiques, aurores et black-out radios principalement). Bien que les modèles expliquent assez bien le cycle des taches solaires, ils sont imparfaits et n'expliquent pas par exemple le double pic qui apparaît durant les cycles solaires. En outre, il restait toujours une question non résolue : pourquoi l'activité du Soleil suit-elle un cycle régulier de 11 ans ? En 2019, l'équipe de Frank Stefani de l'institut allemand Helmholtz-Zentrum Dresden-Rossendorf (HZDR) découvrit que les forces de marée planétaires influencent le champ magnétique solaire au point de régir le cycle solaire. Le sujet concernant le champ magnétique du Soleil, nous reviendrons sur cette découverte à propos de la dynamo solaire. Soleil calme et Soleil actif
Lorsque le Soleil est au plus bas de sa forme on parle de "Soleil calme". Durant cette période qui correspond au minimum du cycle solaire (voir plus bas) et qui peut s'étaler sur deux ans, son disque peut ne présenter aucune tache sombre. Mais le Soleil restant actif dans ses couches profondes, il génère un champ magnétique général d'une intensité très faible en surface. En général, durant cette période nous assistons à très peu d'activité en surface. De nos jours, pendant cette phase, on assiste à une éruption de classe X et une CME tous les mois à tous les trois mois, parfois accompagnées de perturbations géomagnétiques. Mais par le passé, notamment pendant le "Minimum de Maunder" (~1645 à 1715) surnommé le "Petit Âge Glacaire" sur lequel on reviendra à propos du champ magnétique du Soleil et des changements climatiques, pendant plusieurs décennies la surface du Soleil ne présenta pratiquement aucune tache sombre (à peine 50 taches en 28 ans soit près de mille fois moins que de nos jours). Comme on le voit à droite, en plein milieu d'un cycle solaire, il peut aussi arriver que la surface du Soleil ne présente aucune tache sombre pendant plusieurs jours et de manière récurrente. Mais ce n'est pas pour autant que toute l'activité solaire est à "zéro". La surface peut présenter des plages faculaires et des pores notamment tandis qu'en UVE ou dans la raie de l'hydrogène alpha par exemple sur laquelle nous reviendrons on continue d'observer des éruptions, des protubérances et des filaments. On ne le dit pas assez souvent, mais durant les périodes dite calmes, le Soleil peut présenter une activité cataclysmique avec de très grandes taches solaires (de la taille de Jupiter) qui se développent en quelques jours et des éruptions X très violentes comme ce fut le cas en janvier 2005 et septembre 2017 notamment, deux ans avant le minimum. A cette époque, le Soleil libéra tellement de particules de forte énergie que cela déclencha des aurores sur Terre (dont cette magnifique draperie observée le 18 janvier 2005 en Alaska) qui furent visibles jusqu'en Arizona, à 35° de latitude en 2005 et même à Wiltz au centre du Luxembourg, à 49.9° de latitude le 8 septembre 2017, tandis que la surface lunaire fut bombardée de protons rapides qui amplifièrent les phénomènes LTP. Durant plus d'un mois on observa des taches solaires inhabituellement vastes (par exemple les régions actives AR 0720 en janvier 2005 et AR 2673 en septembre 2017) qui se développèrent en l'espace de 48 heures. Dans les deux cas, elles furent à l'origine de violentes éruptions de matière. On y reviendra.
En fait, encore aujourd'hui il est très difficile de prédire l'activité individuelle des taches solaires car leur développement est lié à l'activité du champ magnétique solaire dont la source est enfouie dans les profondeurs du Soleil qui demeurent inaccessibles à toute investigation directe. Néanmoins, comme nous l'avons expliqué, les modèles solaires s'améliorent continuellement et on peut prédire l'activité solaire en surface et dans la couronne avec beaucoup plus de précision qu'il y a une génération. Au paroxysme de son activité on parle de "Soleil actif". Un peu partout dans la photosphère ainsi que dans la chromosphère se développent des taches sombres ou régions actives dans lesquelles l'intensité du champ magnétique devient des centaines et même des milliers de fois plus forte et se calcule en milliers de gauss. Le record d'intensité magnétique fut enregistré le 4 février 2014 par le satellite Hinode qui enregistra une valeur de 6250 gauss dans le groupe de taches solaires AR 1967 (classe Fkc dont voici une photo prise la veille). Une telle valeur est sans commune mesure avec le champ magnétique que l'on connaît sur Terre qui vaut environ 0.6 gauss. Si paroxysme du cycle solaire est synonyme de Soleil actif et d'un maximum de taches sombres sur sa surface, ce n'est qu'une règle générale fondée sur des statistiques du nombre de Wolf, lui-même à la base du calcul du SSN précité. Car en pratique, comme illustré à gauche, sur un siècle, on constate que chaque décennie il y a souvent une année où au moins la moitié du temps le Soleil ne présente aucune tache sombre. En examinant les dix minima solaires entre 1900 et 1986, les astrophysiciens ont constaté qu'en moyenne il y eut 485 jours sans tache solaire. La moyenne dépasse le nombre de jours dans une année car les minima solaires durent bien plus d'un an. Ainsi, le minimum solaire de 2007-2008 accumula plus de 590 jours sans tache solaire, indiquant qu'il était beaucoup plus profond et plus long que la moyenne. L'impact de ce changement sur le climat n'est pas démontré. Effet de l'activité solaire sur les rayons cosmiques galactiques Dans une étude publiée dans "The Astrophysical Journal Supplement Series" en 2021, l'équipe de Shuai Fu de l'Université des Sciences et Technologies de Macao analysa les cycles solaires 23 et 24 (entre 1997 et 2020) et les ont comparés aux données des rayons cosmiques enregistrées par l'instrument CRIS (Cosmic Ray Isotope Spectrometer) du satellite ACE (Advanced Composition Explorer) de la NASA et celles d'un réseau de détecteurs de neutrons au sol. Ils ont constaté que lorsque l'activité solaire était à son paroxysme, le flux de rayons cosmiques galactiques chutait comme le montre le graphique ci-dessous.
Les chercheurs ont également constaté que les éjections de masses coronales (CME) dont l'activité dépend également de l'intensité des champs magnétiques solaires réduisent brutalement mais temporairement le nombre de rayons cosmiques galactiques quelle que soit la masse des noyaux atomiques. Ce phénomène rappelle l'effet Forbush (cf. le Soleil radioélectrique). Prédire la fin d'un cycle solaire Comme le confirma Scott W. McIntosh du NCAR et ses collègues dans la revue "Solar Physics" en 2019, c'est la disparition de points brillants coronaux, qu'on appelle des "terminateurs" (terminators) qui permet de mieux prédire la fin d'un cycle solaire. Selon McIntosh, "les preuves concernant les terminateurs sont cachées dans le registre des observations depuis plus d'un siècle, mais jusqu'à présent, nous ne savions pas ce que nous cherchions. En combinant une telle variété d'observations au cours de nombreuses années, nous avons pu reconstituer ces évènements et donner un tout nouveau regard sur la manière dont l'intérieur du Soleil pilote le cycle solaire." Les points lumineux coronaux apparaissent d'abord aux latitudes plus élevées que les taches solaires (~55°) et migrent vers l'équateur à une vitesse d'environ 3° de latitude par an pour atteindre l'équateur après quelques décennies. Les chemins tracés par les points lumineux se chevauchent avec l'activité des taches sombres aux latitudes moyennes (~35°) jusqu'à ce qu'ils atteignent tous les deux l'équateur et disparaissent. Cette disparition ou évènement terminateur, est suivie peu de temps après par une importante explosion d'activité de points lumineux aux latitudes moyennes, marquant le début du prochain cycle des taches solaires. Les chercheurs sont parvenus à corroborer les observations des points brillants avec un certain nombre de données provenant de divers observatoires spatiaux et terrestres basées sur 13 cycles solaires. Selon Bob Leamon de l'Université du Maryland et coauteur de cet article, "nous avons pu identifier ces terminateurs en examinant des données provenant de toute une gamme de mesures de l'activité solaire - champs magnétiques, irradiance spectrale, flux radioélectriques - en plus des points lumineux. Les résultats démontrent que vous devez vraiment prendre du recul et utiliser toutes les données disponibles pour comprendre comment les choses fonctionnent - pas seulement un satellite, une observation ou un modèle." McIntosh et son équipe ont découvert que les points lumineux coronaux leur permettaient de mieux "voir" le déroulement du cycle solaire. Mais pourquoi le cycle des taches solaires commence-t-il aux latitudes moyennes quelques semaines après le terminateur ? Les tsunamis solaires Dans un article publié dans la revue "Nature" en 2019, l'équipe de Mausumi Dikpati de l'UCAR dont Scott McIntosh est l'un des coauteurs explore les mécanismes possibles derrière les observations décrites ci-dessus, en particulier les tsunamis solaires. Leur étude suggère que les points lumineux coronaux sont des marqueurs du mouvement des champs magnétiques toroïdaux du Soleil, ceux qui s'enroulent autour du Soleil comme des élastiques s'étendant dans la direction est-ouest et migrent lentement vers l'équateur au cours des deux mêmes décennies.
Lorsque ces champs magnétiques toroïdaux remontent vers la surface, ils créent des taches sombres en plus des points lumineux qu’ils produisaient déjà. En voyageant, ils agissent également comme des barrages magnétiques, piégeant le plasma derrière eux. Lorsque les champs magnétiques toroïdaux des hémisphères nord et sud du Soleil se rencontrent à l'équateur, leurs charges opposées provoquent leur annihilation mutuelle, libérant le fluide accumulé derrière eux au cours d'un "tsunami solaire". Ce fluide se précipite en avant, entre en collision, puis ondule en arrière, se dirigeant vers les pôles à une vitesse d'environ 300 m/s. Lorsque le tsunami solaire atteint les latitudes moyennes du Soleil, il rencontre les champs magnétiques toroïdaux du cycle suivant, qui évoluent déjà vers l'équateur (cette progression est marquée par le chemin des points lumineux coronaux) mais qui s'enfoncent plus profondément à l'intérieur du Soleil. Le tsunami déplace ces champs magnétiques, les soulève vers la surface et produit la remarquable flambée de points lumineux - et l'activité des taches sombres qui l'accompagne - qui marque le début du nouveau cycle des taches solaires. Selon Dikpati, "nous observons le cycle des taches solaires depuis des centaines d'années, mais nous ne savons pas quel mécanisme pourrait transporter un signal de l'équateur, où le cycle se termine, aux latitudes moyennes du Soleil, où commence le cycle suivant, dans un délai relativement court." En tant que telle, cette étude fournit une nouvelle façon d'imaginer le fonctionnement de l'intérieur du Soleil qui remet en question certaines des idées reçues sur les processus solaires. Que cette étude soit ou non sur la bonne voie - et pourrait améliorer nos capacités de prévision - nous le saurons très bientôt. En effet, selon les auteurs, il existe un certain nombre d'instruments pour observer la fin du cycle solaire actuel et le début du suivant. Citons notamment la sonde spatiale solaire Parker lancée en août 2018, la sonde STEREO-A, l'observatoire orbital SDO, le télescope solaire Daniel K. Inouye (DKIST de 4.24 m installé à Hawaï) et d'autres équipements. Selon McIntosh, "Au cours de l'année prochaine [en 2020], nous devrions avoir une occasion unique d'observer de manière approfondie un évènement terminateur au fur et à mesure de son déroulement, puis de suivre le lancement du Cycle 25 des taches solaires. Nous pensons que les résultats, en particulier si le terminateur arrive comme prévu, pourraient révolutionner notre compréhension de l'intérieur du Soleil et des processus qui créent des taches sombres et façonnent le cycle des taches solaires." Appel aux amateurs Malgré près de deux siècles d'étude, les astronomes ne connaissent pas encore tous les mécanismes qui régissent l'apparition des taches solaires et pourquoi elles se déplacent plus lentement que la photosphère. Ainsi le 19 février 1982, William (Bill) C. Livingston du Kitt Peak et son assistant F.Receley découvrirent à la surface du Soleil un grand groupe de taches en forme de spirale que l'on voit ci-dessous à gauche. Comme me le raconta Livingston, "sur base des modèles numériques, cette structure spirale impliquait que le champ magnétique de la tache devait être doublé et nous devions nous attendre à quelques grandes grandes éruptions solaires. Or rien ne se produisit, comme si le Soleil se jouait de nous disant, ha-ha vous pensez connaître la cause des éruptions, mais celle-ci vous laisse dans l'ignorance ! Les observations de cette tache particulière furent peu nombreuses en raison d'une forte couverture nuageuse étendue au monde entier. Les programmes routiniers de surveillance ont indiqué que la tache fut observée à l'observatoire solaire de Learmonth en Australie, à l'observatoire Georgiana en Hongrie et à l'observatoire Yunnan en Chine." A consulter : Classification des structures solaires
Ce nombre réduit d'observations incita Livingston à recommander l'étude du Soleil en lumière blanche aux amateurs : "Compte tenu que les conditions climatiques et d'observation varient pour chaque site d'observation astronomique, la photographie des taches solaires en lumière blanche reste une activité précieuse tant pour les amateurs que pour les professionnels." Ce créneau reste en effet ouvert car si le ciel est couvert au-dessus de plusieurs sites professionnels, l'observation d'un amateur peut dans ce cas être d'une grande utilité. Pour cela, un petit instrument portable d'astronomie et un filtre solaire sont suffisants. Décrivons à présent les autres composantes de l'atmosphère solaire situées plus en altitude où l'activité est souvent spectaculaire. Prochain chapitre
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