Origine et déroulement du cycle solaire

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1 Origine et déroulement du cycle solaire Sylvain Duloutre La vérité est comme le Soleil. Elle fait tout voir et ne se laisse pas regarder - Victor Hugo Résumé En raison de leur facilité d'observation, les taches solaires sont comptabilisées régulièrement depuis le XVIIIe siècle. Elles font apparaître un cycle solaire d'environ 11 ans. Ces taches ne sont qu'une des manifestations de la dynamique solaire dont les cycles semblent gouvernés par le champ magnétique. L'origine et les variations de ce champ magnétique sont encore mal connues et modélisées mais les missions d'observation devraient permettre d'avoir une meilleure connaissance de la dynamique interne du Soleil et à terme, de prévoir les manifestations du cycle solaire impactant les activités humaines. Figure 1: Immense tache solaire, prise par la sonde SOHO le 29 mars 2001, mesurant 13 fois le diamètre de la Terre. NASA / GFSC La photosphère correspond à la «surface» visible du Soleil, d'où s'échappe la lumière que l'on peut mesurer. 1. Introduction Dans la littérature populaire et scientifique, le cycle solaire est associé au cycle des taches solaires d'environ 11 ans. Une grande variété d'autres phénomènes semblent liés à ce cycle; les taches solaires sont simplement l'indicateur d'activité le plus facilement observable. 2. Le cycle solaire 2.1 Les taches solaires Les taches solaires se présentent comme des zones sombres entourées d'une pénombre sur la photosphère. Figure 2: Structure interne du Soleil SOHO NASA/ESA Déjà relatées en 800 avant JC par les astronomes chinois dans le "Livre des changements", et observées par les premiers astronomes européens au XVIIe siècle grâce à l'invention du télescope, ces taches

2 solaires sont plutôt localisées entre le 40o de latitude Nord et le 40o de latitude Sud. intense que le environnent [3]. champs magnétique La mesure du champ magnétique solaire se fait notamment par interprétation de l effet Zeeman sur les raies spectrales. L'effet Zeeman permet en effet d'évaluer l'intensité du champ magnétique à partir de la séparation des raies d'absorption, tandis que la direction du champ se déduit du sens de la polarisation de ses composantes. Figure 3: Dessin des taches solaires réalisé par Galilée le 16 juin 1613 avec une lunette grossissant 30x. Museum of the History of Science, Florence, Italy Elles apparaissent plus sombres en lumière visible, car leur température d'environ 4000o K est plus faible que la photosphère environnante qui atteint 5800o K. Leur diamètre type est de l'ordre de km mais certaines peuvent atteindre km et les taches peuvent être groupées. Elles peuvent subsister plusieurs jours voire plusieurs semaines. Figure 4: Tache solaire photographiée le 28 septembre On distingue l'umbra et la penumbra. NSO 2.2 Taches solaires et champ magnétique George Hale comprend des 1908 que des champs magnétiques intenses sont associés aux taches solaires. Le champ magnétique dans les taches est de 100 à 5000 fois plus Les taches solaires étranglent le flux qui monte normalement de l'intérieur et bloquent le transfert d'énergie vers la surface, ce qui laisse la tache solaire plus froide et donc plus sombre que ce qui l'entoure. Figure 5: En haut: carte en lumière blanche de la surface solaire montrant les taches solaires; En bas: le magnétogramme correspondant indiquant les polarité des régions magnétiques (noire pour une polarité négative). Les zones grises correspondent à des régions sans champ magnétique détectable par l'instrument. SOHO-MDI/ESA - NASA

3 2.3 Formation des taches solaires Des taches solaires se forment lorsque des champs magnétiques intenses (plusieurs milliers de fois supérieurs au champ terrestre) font une percée à travers la surface visible du Soleil. Le champ magnétique du Soleil est bien plus complexe que celui de la Terre, avec des champs multipolaires, des boucles fermées et des lignes de champ ouvertes. De plus, il se caractérise par une très grande variabilité. Figure 6: simulation du champ magnétique solaire SAIC/ NASA Dans les zones où le champ est très intense, les particules chargées sont guidées (elles se déplacent le long des lignes de champs, ou en s'enroulant autour de ces lignes suivant la loi de Lorentz) et ne peuvent pas franchir les lignes de champ. La matière chaude remontant par convection des couches interne du Soleil est bloquée par ce champ et n'atteint pas la photosphère. Ainsi, des zones sont plus froides, ce qui forment des taches solaires. Les taches solaires forment en général des groupes bipolaires. La première présente un champ magnétique de polarisation Nord, la seconde un champ magnétique de polarisation Sud, à l'image des courants magnétiques circulant dans le Soleil. Figure 7: formation des Observatoire de Marseille taches solaires On peut distinguer deux zones dans une taches solaire: l'umbra, au centre, plus froide, et la penumbra autour, d'aspect filamenteuse, plus chaude, correspondant aux lignes de champ (cf Figure 4). Le refroidissement imputable au champ magnétique de la tache provoque un flux descendant et le gaz qui disparaît vers le bas est remplacé par le gaz se dirigeant vers la tache. Ce gaz entrant véhicule son propre champ magnétique, empêchant le champ magnétique intense de la tache solaire de se dissiper. Le refroidissement et l'écoulement vers le base se poursuivent et le processus s'auto-alimente. Ainsi une tache solaire peut persister plusieurs semaines. 2.4 Le cycle des taches solaires Identification du cycle Les taches solaires sont régulièrement comptabilisées depuis le XVIIIe siècle. On constate qu'il existe des périodes de maximum pouvant comporter plus de 300 taches tandis que d'autres périodes ne comportent aucune tache. Dès 1843, Heinrich Schwabe découvrit que les taches semblaient suivre un cycle d'environ dix ans. A la même époque Rudolph Wolf parvint à reconstituer les

4 cycles solaires depuis 1750 en se basant sur le nombre de taches. Déroulement du cycle Deux périodes particulières sont visibles dans la figure 7: le Minimun de Maunder, un épisode sans tache entre 1645 et 1715, et le Minimum de Dalton, moins prononcé, entre 1795 et En partant d'une période calme, sans tache, l'apparition des taches à la surface du Soleil commence vers la latitude 45o (Sud ou Nord). A mesure que le cycle des taches progresse, leur nombre augmente. Plus on approche du maximum, plus les groupes auront tendance à se diriger vers l'équateur (figure en ailes de papillon) et deviendront plus complexes. Figure 8: Evolution du nombre de taches solaires par an Wikimedia Commons On considère 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 (sans taches) suivie d'une phase de paroxysme (maximum de taches) qui dure moins de trois ans. Ce maximum est lié à l'activité du champ magnétique solaire dont la période est double (22 ans). Le Soleil est dit «calme» en l'absence de tache et «actif» dans le cas contraire. Figure 9: Variation du nombre de taches en fonction des cycles SkyFal A cette période standard semble se superposer d'autres cycles (centenaires) susceptibles d'expliquer les variations d'amplitude. Figure 9: Position et nombre de taches en fonction de l'évolution d'un cycle (temps en abscisse) T Lombry Vers le maximum d'activité, 4 à 5 ans après le début du cycle, les taches apparaissent vers la latitude 5o, mais en nombre décroissant. Au bout de 11 ans, le Soleil retrouve son état «initial», sans tache. En considérant la polarisation du champ magnétique dans les taches solaires, le cycle est d'approximativement 22 ans: la polarisation des taches de tète dans l'un des hémisphères est l'opposée de la polarité dans l'autre hémisphère[3]. De surcroit, ces polarités s'inversent d'un cycle au cycle suivant, donc d'un point de vue magnétique, le cycle solaire est plutôt de 22 ans. Notons au passage que les taches solaires ne sont pas les seuls indicateurs de l'activité magnétique solaire: le champ magnétique

5 polaire s'inverse périodiquement: tantôt le pôle magnétique de la composante de dipolaire pointe vers le nord géographique du Soleil, tantôt vers le sud. Les cycles solaires sont également numérotés: Le dernier maximum (cycle 23) culmina au printemps 2000 et le dernier minima apparut en décembre Nous sommes actuellement (2010) dans le cycle 24, les cycles étant numérotés conventionnellement à partir des premières observations régulières en Autres phénomènes liés au cycle solaire Figure 10 Position des taches solaire et polarités en fonction des cycles solaires. NASA Quantification du cycle Pour donner une image précise de l'état du cycle, le cycle des taches solaires est quantifié par plusieurs indices. L'indice de Wolf, mesuré depuis 1848, appelé aujourd'hui R, prends en compte le nombre de taches et le nombre de groupe de tache. Afin de pouvoir avoir une série continue, on utilise des facteurs de correction pour compenser la «trop bonne» précision de l'instrumentation actuelle par rapport aux instruments du XIXe siècle. D'autres indices, tels RI (indice du nombre de taches mensuelles) ou RI12 (moyenne sur un an du nombre de tache) sont également utilisés. L'activité solaire se manifeste par de nombreux phénomènes, parfois difficiles à quantifier, voire à mesurer. Considérer uniquement le nombre de tache ne suffit pas. On utilise alors le rayonnement solaire dans la gamme radio (longueur d'onde arbitrairement choisie à 10,7 cm) appelé unité de flux solaire. Cette métrique s'avère un excellent proxy pour l'activité solaire globale et est mesurée depuis Les taches solaires ne sont qu'un indicateur de l'activité solaire et bien d'autres phénomènes sont liés au cycle solaire, à la surface du Soleil, dans la chromosphère et la couronne (cf figure 2). Les plages faculaires sont des zones brillantes de la chromosphère entourant les taches sombres. Elles sont typiquement 10 fois plus étendues que les taches au-dessus desquelles elles se trouvent. Figure 11: Les plages faculaires sont des zones brillantes situées au-dessus des taches sombres Oregon University Les filaments sont des nuages de plasma émergeant de la chromosphère, qui peuvent se former au dessus des taches. Ils sont en suspension au-dessus de la surface, portés par les boucles du champ magnétique, De manière similaire, des protubérances peuvent se former dans les phases actives, et monter jusqu'à km dans la couronne. La base des protubérances n'est pas situées

6 sur les taches solaires mais les phénomènes sont probablement lies [1]. 2 Figure 12: Protubérance en bas à droite. SOHO, ESA, NASA Les éruptions chromosphériques traduisent l'accélération, dans les champs magnétiques qui avoisinent les taches solaires, d'ions et d'électrons jusqu'à des énergies considérables Ces éruptions ont une origine magnétique, se développent surtout dans les taches en évolution et sont souvent précédées par une protubérance. L'énergie piégée par la protubérance se libère brutalement en quelques minutes, en générant un rayonnement intense. Les trous coronaux dans la couronne, correspondant à des régions dites de " champ ouvert " (par opposition à celles où les lignes de forces se referment sur le Soleil) sont plus étendus lors des périodes calmes du cycle et se rétractent lors des périodes actives. A plus grande échelle, 2 jets coronaux sont en général visibles et alignés de part et d'autre du Soleil selon une ligne de champ qui possède une polarisation Nord-Sud en période calme. En phase active, la structure devient plus complexe avec une multiplication de jets coronaux dans plusieurs directions. 3. Origine des cycles solaires L'identification de cycles de taches solaires d'environ 11 ans (22 ans en prenant en compte le champ magnétique) pourrait laisser espérer la mise au point de modèles théoriques relativement simples. Cependant, les irrégularités de ces cycles sont un obstacle majeur à cette modélisation. L'intervalle entre les cycles varie significativement, l'intensité du maximum d'activité varie également. L'inversion des champs polaires lors du maximum du cycle des taches solaires n'est pas régulier non plus. Les champs magnétiques polaires peuvent varier à des rythmes différents; Parfois, les deux calottes polaires peuvent avoir des champs de même polarité pendant plusieurs mois. 3.1 Modèle de la Dynamo solaire Cette théorie, proposée dans les années 60, dépends de la rotation du Soleil et de l'existence d'une enveloppe convective entourant la zone radiative. Le champ magnétique prendrait naissance dans l'interface appelée la tachocline qui sépare la zone radiative de la zone convective. C'est la variation de la vitesse des fluides dans cette zone qui serait à l'origine du resserrement ou du relâchement des lignes du champ de force. Le Soleil ne tournant pas sur lui même comme un corps rigide, chaque zone de latitude donnée tourne à une vitesse différente des autres. Par exemple, près des pôles, un tour complet s'effectue en 35 jours, alors qu'il ne dure que 25 jours près de l'équateur solaire. Cette rotation différentielle déforme les lignes de champs: en effet, les lignes de champ tournent plus vite à l'équateur qu'au pôle. Ceci les oblige à s'enrouler sur elles-mêmes et à se rapprocher les unes des autres. Après un grand nombre de rotations, les lignes de champ ressemblent à des spirales fortement

7 enroulées sur elles-mêmes concentrées dans les régions équatoriales, ce qui s'y traduit par un champ magnétique très intense. Figure 14: Effet Oméga: champ poloidal toroidal NASA-MSFC L'effet Alpha Figure 13 : Rotation (tachocline en pointillé) différentielle CEA On peut distinguer 2 mécanismes au cours du cycle magnétique: L'effet Oméga Les champs magnétiques poloidaux (supposés orientés Nord-Sud au début d'un cycle) sont étirés par la rotation différentielle, s'enroulent autour du Soleil en formant un champ toroidal qui relie les deux pôles du Soleil (ressemblant à la lettre Oméga) en environ 8 mois. Sous la surface, cet effet de torsion étire et renforce le champ jusqu'à ce qu'il devienne instable. A ce stade, le flux magnétique, organisé en tubes, commence à émerger et atteint la surface du Soleil, en provoquant une boucle magnétique, avec à ses deux extrémités, une tache solaire (voir effet Alpha ci-dessous) Les mouvements ascendants et descendants de cellules convectives provoquent des torsions dans le champ toroidal créé par l'effet Oméga, créant ainsi un faible champ poloidal. L'effet conjugué de nombreuses cellules convectives et la prédominance de mouvements ascendants (cf courant méridional ci dessous) finissent par rétablir un champ poloidal similaire au champ initial mais avec une polarité inversée et le cycle recommence. L'inversion des lignes de forces engendrées par cet effet Alpha formeraient les groupes de taches et créeraient l'inversion du champ magnétique d'un cycle de taches solaires à l'autre. Figure 15 : Effet Alpha: champ toroidal poloidal NASA-MSFC

8 Cette théorie présente ainsi le cycle magnétique solaire à grande échelle comme une oscillation entre deux géométries de champs (poloidal et toroidal) et deux polarités magnétiques, provoqué par la rotation différentielle et la convection. Figure 16: Cycle magnétique selon la théorie de la dynamo Konkoly Observatory 3.2 Modèles de magnétique transport de flux Avec le modèle de la dynamo solaire présenté succinctement ci-dessus, la restauration du champ polaire, inversé, n a lieu qu à la fin du cycle des taches, ce qui n est pas compatible avec nombres d'observations. Des modèles numériques de transport du flux magnétique à la surface du Soleil prennent en compte, outre la rotation différentielle, des écoulements méridiens vers les pôles. La convection méridionale à grande échelle, représentant l'écoulement de la matière évoluant le long des lignes méridiennes à partir de l'équateur et se dirigeant vers les pôles par la surface et les lignes se dirigeant en sens opposé mais circulant en profondeur semble jouer un rôle très important dans la régénération du champ poloidal, en transportant les flux magnétiques émergents de la surface vers les pôles. Figure 17: modèle des courants solaires (en rouge les plus rapides) basé sur des données SOHO. Sur l'hémisphère gauche sont tracés les courants de surface et à droite le courant méridional qui se propage de l'équateur vers les pôles et vice versa. SOHO/MDI. Néanmoins on peut reprocher [2] à ce type de modèle de se limiter à la surface du Soleil, sans décrire les phénomènes internes. Des méthodes comme l'héliosismologie devraient permettre d'obtenir plus d'information sur la structure interne du Soleil et devrait faciliter la convergence des modèles de cycle. 4 Prédire les cycles solaires Bien que les taches solaires provoquent des effets mineurs sur les émissions solaires, l'activité magnétique qui les accompagne peut modifier de manière importante les émissions UV et X, et impacter ainsi la haute atmosphère terrestre: Par exemple, des particules de hautes énergies émises lors des éruptions solaires ou par les éjections de masse coronale peuvent perturber le champ magnétique terrestre et affecter des équipements électroniques. Les taches solaires n'ont qu'un impact direct relativement faible sur l'irradiance (énergie rayonnante émise par le Soleil dans toutes les longueurs d'onde arrivant chaque

9 seconde sur une surface de un mètre carré à l'extérieur de l'atmosphère terrestre). L'étude des données qui en résultent montre que les variations peuvent atteindre 0,2 % sur quelques jours et qu'elles sont en phase avec le cycle solaire de 11 ans, avec une amplitude relative de 0,1 %. [5] Paradoxalement, l'irradiance augmente avec le nombre de taches solaires: il semblerait que le flux descendant froid soit en mesure d'évacuer la chaleur qui s'accumule sous la tache. Il éloigne ensuite cette chaleur de la tache et la ramène à la surface du Soleil loin de la tache. [6] Des modèles permettent de calculer les lignes de force du champ magnétique et leur évolution dans les couches extérieures où elles peuvent être comparées aux structures observées afin de déterminer la densité du plasma et l'intensité des forces en action. Cependant, la prédiction de nombreux paramètres telle l'amplitude du cycle des taches solaires, est encore basée sur l'observation des tendances plus que sur des modèles véritablement fiables. Conclusion Les manifestations de la dynamique solaires sont de mieux en mieux connues et mesurées grâce à des missions dédiées comme SOHO, mais l'origine des cycles solaires est encore mal comprise et les modèles existants ne prennent pas encore en compte la complexité des mécanismes en jeu, et notamment la complexité du champ magnétique solaire. La compréhension des cycles solaires dépend de notre capacité à comprendre les mécanismes fondamentaux gouvernant la structure et la dynamique interne du Soleil. Le développement de modèles fiables permettrait de prédire les cycles solaires et et ainsi d'anticiper leurs effets indirects sur certaines activités humaines. 6. Références [1] Lilensten, Bornarel, Sous les feux du Soleil, vers une météorologie de l'espace 2001, EDP Sciences [2] Le cycle solaire, article de l'observatoire de Paris, [3] Fleck et Al, Four years of SOHO Discoveries, Esa Bulletin 102,, may 2000 [4] Esslinger 0, Introduction à l'astronomie, html [5] Vigouroux A, Étude de la variabilité solaire a long terme, 1996, Rapport de Thèse Figure 18: Prévisions des nombre de taches solaires pour le cycle 24 NOAA/SWPC [6] Article de Futura Science, 8 Nov [7] Newkirk G, Frazier Kendrick, The Solar Cycle, Physics today, april 1982