BERT Sylvain
PIGET Baptiste

Le Soleil est l’une des innombrables étoiles de notre galaxie et à cet égard ni sa position, ni ses propriétés intrinsèques ne sont exceptionnelles. C’est seulement la proximité de cette étoile naine qui fait tout l’intérêt de son étude (une étoile naine est une étoile ayant à la fois un faible volume et une faible luminosité ou magnitude absolue : quantité d’énergie qu’elle rayonne), reste que notre Soleil n’a jamais été plus étudié qu’en cette fin de XXème siècle. Les astronomes l’observent désormais sous toute les coutures.

Les taches solaires sont la manifestation la plus évidente de l’activité du Soleil. Certaines, visibles à l’œil nu, ont été observées depuis fort longtemps en Chine mais c’est l’invention du télescope au XVIIème siècle qui en a permis l’étude systématique. Les taches ne sont pas réparties uniformément à la surface du Soleil : elles se limitent généralement aux zones de 30 degrés au nord et au sud de l’équateur solaire.

Les taches se composent d’une partie centrale (l’ombre), qui est moins lumineuse que le reste de la photosphère (fine couche de 300 kilomètres qui rayonne la lumière visible) car elle est moins dense et plus froide (4200 Kelvins) que l’atmosphère normale (5800 K), et d’une pénombre (région de transition entourant l’ombre) et dont la température n’est inférieure que de 300 à 500 K à celle de la photosphère. Le diamètre des taches peut atteindre 120 000 kilomètres, et si elles sont regroupées, elles peuvent s’étendre de l’est vers l’ouest sur 250 000 km.

Ces taches ou facules sont des régions où le champ magnétique est intense (de l’ordre de 0.4 Tesla). Ce champ dont le rôle devient de plus en plus important au fur et à mesure que l’on s’élève dans les couches solaires, participe activement au déclenchement des éruptions que l’on traitera ultérieurement. Ce champ magnétique est engendré par la rotation sur elle même de cette énorme masse de gaz (2.10^30 kg). En effet, la rotation globale du Soleil s’effectue en 27 jours (il s’agit de la rotation synodique, c’est à dire celle qui est mesurée a partir de la Terre) mais la région équatoriale tourne plus vite que les autres régions : 25.4 jours. Cela est dû au fait que le Soleil, à la différence de la Terre solide, est une énorme boule de gaz. Pour cette raison, la rotation est dite différentielle, et elle va transformer un champ magnétique poloïdal (allant d’un pôle à l’autre) en un champ toroïdal (parallèle à l’équateur) intense.

Les électrons et les protons, en se déplaçant, vont créer un courant électrique qui va induire un champ magnétique. La rotation rapide à l’équateur va enrouler les lignes de champ. Les courants de convection vont amplifier le phénomène. Les lignes de champ vont se distordre et se vriller. De petites boucles crèvent alors la surface, et les taches solaires prolifèrent à la surface. Quand cet embrouillamini devient trop intense le champ magnétique "perd la boussole", les lignes éclatent et se recombinent en grandes arches; mais le plus important c’est que cela amène un renversement des pôles. Le pôle nord (magnétique) devient le pôle sud, et vice-versa. Il faudra donc 11 ans de plus pour retrouver les pôles à leurs places.

Cependant l’activité solaire n’est pas constante au cours du temps. Comme l’indique le diagramme de Maunder, on observe en moyenne la présence d’un grand nombre de centres actifs durant des périodes se répétant tous les 11 ans. Mais des mesures plus poussées laissent suggérer l’existence d’un second cycle de 80 à 100 ans. Toutefois, il est quand même courant de considérer que le cycle solaire est constitué de 2 périodes de 11 ans, soit 22 ans.

Nombre annuel moyen de taches (1700-2000)

L’atmosphère solaire est parfois secouée par des phénomènes violents : les éruptions, dont les effets peuvent se faire sentir jusqu’à la Terre. Si elles n’ont été mises en évidence que plus de 2 siècles après les taches, c’est qu’elles sont rarement visibles en lumière blanche. Les meilleures observations et les plus régulières étant effectuées dans la raie alpha Ha(656.3 mm) de l’hydrogène.

L’éruption est caractérisée par une augmentation très forte de la brillance sur des régions énormes qui peuvent atteindre 5 milliards de kilomètres carrés. Quand on mesure à l’aide d’un spectromètre le profil de la raie Ha, c’est à dire la variation d’intensité en fonction de la longueur d’onde, on constate qu’il s’agit d’un profil de raie d’émission et non d’absorption comme c’est le cas dans la chromosphère (région au dessus de la photosphère d’une épaisseur d’environ 1500 km). C’est l’indice que la région émissive est chaude et dense. L’éruption est caractérisée par des mouvements de matière spectaculaires. Ils ne sont pas toujours visibles au centre au centre du disque solaire, mais sont évident sur le limbe (bord lumineux du disque du Soleil) : des boucles, des arches se forment, la matière y monte et y descend. Les boucles sont des pont de matière qui relient 2 régions de polarités opposées. L’éruption, elle-même a lieu le plus souvent à la frontière de ces 2 régions et elle porte alors le nom d’éruption à double filet.

Mais selon certains spécialistes, le champ magnétique est à l’origine même de l’éruption. En effet, un filament siège souvent au dessus de la frontière neutre entre les 2 polarités. Si de la matière vient se bousculer à cette frontière avec des vitesses opposées, le champ magnétique ne pourra plus soutenir le filament. Le champ va se détortiller et par conséquent une énergie énorme va être libérée (de l’ordre de 10^25 Joules) en quelques minutes. Quoi qu’il en soit, toutes les particules du plasma (fluide composé de molécules gazeuses, d’ions et d’électrons) vont bénéficier de l’énergie libérée, et notamment en premier lieu les électrons et les ions. Les mécanismes d’accélération ne peuvent être étudiés qu’avec des détecteurs de rayons X.

En effet, les rayons X durs (dont l’énergie est supérieure à 50 keV) sont émis par le freinage des ions sur les électrons. Aujourd’hui, on considère que le plasma tout entier est très chaud (1 milliard de Kelvins) ce qui facilite l’émission de rayons X et peut être suffisant pour produire des rayons X durs. En onde radio, l’éruption prend l’aspect de sursauts. La vitesse de propagation des électrons dépasse les 100 000 km/s. Certains sursauts sont dus à des ondes de choc qui se déplacent à plus de 1000 km/s.

Les protons sont eux aussi accélérés. Par suite de chocs avec les noyaux d’hélium dans la basse atmosphère solaire, les protons produisent des neutrons qui perdent de l’énergie, sont capturés par l’hydrogène et émettent alors une raie g à 2.2 MeV. On n’a observé cette raie qu’assez récemment en particulier avec le satellite S.M.M (mission pour le maximum solaire) qui a disparu en 1989. D’autres phénomènes, moins violents et moins rapides, mettent en jeu des quantités de matière plus grandes. Il s’agit des transitoires coronaux. On observe ces éjections de matière dans le domaine visible à l’aide d’un coronographe. Il s’agit de nuages de plasma qui se déplacent avec une vitesse de 1000 km/s jusqu'à une dizaine de rayons solaire (soit environ 150.10^7 km).

Notre planète reçoit donc tout un cortège de particules (électrons, protons, noyaux lourds…) précédés de rayonnements X, g, ultraviolets, radio. Il en résulte des perturbations (orages magnétiques, aurores boréales) dont certaines, les perturbations ionosphériques, ont longtemps servi de détecteurs aux éruptions solaires.