LES TACHES SOLAIRES

Ce nom est donné à une zone de la photosphère du Soleil dont la température est inférieure à celle de son environnement. Les taches solaires apparaissent de ce fait sous la forme de régions sombres de la photosphère. Le refroidissement qui provoque la tache est dû à la présence d'un puissant champ magnétique centré sur elle.Dans une tache, la matière est retenue "prisonnière" des lignes de force de la boucle locale du champ magnétique. Elle se trouve donc isolée de son voisinage avec lequel elle n'a plus d'échange thermique, et notamment les zones basses de la couche photosphérique (300 Km d'épaisseur, à la louche) qui est la partie portée à la plus haute température (6000K contre 4500K en surface externe), pour cette raison, étant isolée de l'apport d'énergie, elle chute de température en regard de celle de son environnement et apparaît donc plus sombre.

Les donzelles vont souvent par paire. Une faisant le pôle + et l'autre le pôle -. Et là où çà devient intéressant, c'est que l'ordre de chaque pôle est toujours le même lors d'un même cycle d'activité solaire. Par exemple, les pôles + de toutes les taches sont à l'ouest, le pôle - étant constitué par la tache la plus à l'est. Mais les taches solaires se produisent parfois de manière isolée, mais apparaissent souvent en groupes, ou par paires de polarité magnétique opposée.

Dans l'ombre,la partie centrale la plus sombre de la tache, la température n'est que de 3 700 K, alors qu'elle est de 5 700 K dans la photosphère. La partie la plus extérieure et la plus lumineuse d'une tache solaire, appelée pénombre, est constituée de grains brillants qui apparaissent sur un fond plus sombre et sont disposés à distance égale du centre de la tache. Ces zones périphériques de la tache étant contraintes, thermiquement, par les régions voisines extérieures plus chaudes perdent moins rapidement leur énergie. Il en résulte un assombrissement graduel de la frontière extérieure de la tache vers son centre, de plus en plus sombre. La frontière extérieure de la tache étant géométriquement contrainte par les lignes de force magnétique est de plus fort contraste que la graduation d'assombrissement vers l'interieur de la tache.

Nombre de taches solaires de Wolf

Cette mesure de l'activité des taches solaires sur le disque solaire,qui prend en compte des groupes de taches aussi bien que des taches seules a été inventé par Rudolf Wolf de l'Observatoire de Zürich, et est aussi connu sous le nom de nombre de Zürich.

On calcule la valeur R, à partir de la formule R = k(10g + f ) où g est le nombre de groupes de taches, f le nombre total de taches et k un facteur coefficient qui dépend des instruments utilisés et de l'observateur. La valeur de k est environ 1 pour les télescopes de 100 mm d'ouverture.

Diagramme papillon

La variation de latitude au cours du temps dans la distribution des taches solaires est représentée sous forme graphique de la variation de latitude où apparaissent les taches solaires au cours du cycle solaire. Ce diagramme fut tracé pour la première fois par E.W. Maunder en 1922 ; il est également appelé diagramme de Maunder. Sur un graphique où l'axe vertical représente la latitude solaire et l'axe horizontal le temps (en années), on trace une ligne verticale couvrant un degré en latitude pour chaque groupe de taches solaires centré sur cette latitude dans une rotation de Carrington. Le diagramme qui en résulte ressemble aux ailes d'un papillon.

Cycle solaire

Les taches sont soumises au cycle solaire. Cette variation périodique est de 22 ans, (connue sous le nom de cycle de Hale), et non de 11. Cette fréquence de 11 ans ne représente qu'un demi-cycle, puisque le Pole magnétique Nord, par exemple, du Soleil, ne reprend la même direction par rapport à une orientation galactique de référence, qu'après une seconde inversion d'une période que l'on pourrait qualifier d'activité de 11 ans. A la fin de chaque cycle, le champ magnétique s'inverse dans sa totalité, donnant une période globale de 22 ans .

Au commencement d'un nouveau cycle, il y a peu, voire pas du tout de taches sur le Soleil. Les premières d'un nouveau cycle surviennent autour des latitudes héliographiques de l'ordre de 35°-45° nord et sud. Durant le cycle, d'autres taches apparaissent près de l'équateur, jusqu'à environ 7° nord et sud. On peut mettre en évidence cette distribution sur un graphique tel le diagramme papillon. On pense en règle générale que le cycle solaire est dû à une interaction entre la "dynamo" responsable du magnétisme et la rotation du Soleil. Le Soleil ne tourne pas comme un corps solide : ce sont les régions équatoriales qui tournent le plus vite et cela augmente le champ magnétique qui finalement se désagrège dans la photosphère, entraînant la formation des tâches solaires.

Nombre de rotation de Carrington

Ce nombre identifie chaque rotation du Soleil. La séquence débute par le nombre de rotation un, le 9 novembre 1853. Ce système fut mis au point par R. C. Carrington qui utilisa la vitesse de rotation synodique moyenne pour les taches solaires vitesse qu'il avait déterminée de l'ordre de 27,2753 jours. Puisque le Soleil ne tourne pas comme un corps solide, la vitesse varie en fait avec la latitude.