6.1 - Taches solaires

Les astronomes chinois accordaient beaucoup d’attention à tous les phénomènes du ciel dont les taches solaires qu’ils observaient à l’oeil nu et qui font l’objet de descriptions à partir des années 700 avant Jésus Christ.

Ces chroniques, qui n’ont de nos jours qu’une certaine valeur de documentaire, étaient interprétées à l’époque selon la politique de l’état, car dans la religion chinoise, les événements terrestres et célestes étaient très liés et l’Empereur se devait de prendre toutes les mesures utiles pour retrouver les faveurs célestes.

En Europe, l’observation des taches est effective depuis Galilée qui les découvre en 1612 par projection sur un écran suite à l’invention de la lunette en 1611, suivi d’ailleurs peu de temps après par P.Scheiner qui les avait tout d’abord considérées comme des satellites.

Dans les années 1620, Scheiner dessine leur forme, les dénombre, et met en évidence une rotation de l’astre en 27 jours, ainsi que la rotation différentielle en latitude.

Toutefois, si Galilée revendique les premières observations, les opinions divergent sur cette paternité.

L’histoire semble montrer qu’il a été précédé par le Danois Johan Fabricius et l’Anglais Thomas Harriot.

Vers 1843, un astronome amateur Schwabe, remarque par hasard que le nombre des taches varie suivant une durée moyenne périodique de 11 ans, alors que les hommes pensaient y voir les signes avant-coureurs du déclin du Soleil.

L’analyse de ces témoignages du passé a permis de retrouver trois périodes dites des minimums de Wolf (1282-1342), de Spörer (1416-1534) et de Maunder (1645-1715), pendant lesquelles la surface solaire était pratiquement dénuée de taches.

Ces périodes correspondent à une évolution du Soleil qui demeure toujours sans réponse valable, car il faut attendre le milieu du XIX ième siècle pour disposer de renseignements précis et réguliers.

On constate par contre, que la période de Maunder placée sous le règne du roi Soleil a coïncidé avec un refroidissement global sur Terre de 2 à 3 degrés, et que la température est revenue à la normale 70 ans plus tard avec la réapparition des taches.

Il faut savoir qu’une diminution de seulement 1 % de la constante solaire entraînerait un refroidissement d’environ 1° sur Terre, et que toute variation de température peut induire des effets parfois irréversibles, que ce soit par un accroissement de l’albédo si la surface des glaciers augmentait, ou par une élévation de la température par effet de serre.

A partir de 1849, les observations seront codifiées par R.Wolf alors directeur de l’observatoire de Berne au moyen d’un indice arbitraire noté "R" qui représente le nombre relatif de taches. Il est donné par la formule :

Sur une courte période de temps l’activité solaire est très variable et impose une modulation définie par l’indice R 12 basée sur la moyenne mensuelle des taches relevée sur une durée d’un an.

La valeur moyenne de l’indice R 12 évolue autour du chiffre 112, avec des minimums/maximums aux environs de 50 à 200, présentant une croissance de 4 ans suivie d’une décroissance de 7 ans.

A titre indicatif on relève respectivement pour les cycles n°5 (1798-1810), n°6 (1810-1823) et n°19 (1954-1964) les valeurs de 47,5-45,8 et 189,9.

Pour améliorer l’étude satistique de l’activité solaire et établir un système de coordonnées indispensable aux positionnements exacts des taches, R.Carrington a introduit la notion de surface tachée, d’ailleurs encore actuellement utilisée, en définissant une valeur de rotation synodique de 27,2753 jours, correspondant à celle des taches situées à 16 degrés de latitude.

La première rotation a débuté le 8 novembre 1853 à minuit et aujourd’hui nous sommes proches de la rotation n° 1900. Ces rotations successives sont reprises depuis sous le terme de rotations de Carrington.

Ainsi dès 1858, Carrington, puis Spörer en 1874 mettent en évidence la loi de dérive en latitude en montrant que les taches d’un même cycle n’émergent pas n’importe où sur la surface solaire, mais se manifestent seulement dans deux bandes situées de part et d’autre de l’équateur solaire appelées "zones royales".

Elles débutent à une latitude moyenne de ± 45 degrés de part et d’autre de l’équateur, pour arriver progressivement au fur et à mesure du déroulement de la phase solaire en cours, aux environs de ± 5 degrés en fin de cycle.

Sur une longue période de temps, le diagramme de la distribution des taches solaires détermine pour chaque cycle de larges zones, une pour le nord et une pour le sud, dans lesquelles on a vu une théorie de papillon, d’où le nom de diagramme "papillon".

Ce diagramme présente en ordonnée, la latitude, avec le pôle Nord en haut, le pôle Sud en bas et l'équateur au milieu, sur lequel on porte chaque mois, la position des taches, sous forme d'un trait placé entre les latitudes extrêmes qu'elles occupent.

L’examen du diagramme papillon correspondant au minimum de Maunder, plus connu sous l’appellation de " petit âge glaciaire ", montre une activité solaire localisée dans un même hémisphère au niveau de l'équateur, sous forme d'un papillon amputée d'une aile, et excessivement rognée au niveau de l'aspect de la deuxième.

Cet effet papillon très particulier diffère du modèle actuel dit du dipôle (un seul aimant orienté Nord-Sud), où les petits aimants créés par la déformation des lignes de force au cours de la rotation du Soleil, sont de sens et donc de polarité opposée de part et d'autre de l'équateur.

Il est possible d'expliquer cette " anomalie ", par la combinaison d’un modèle dipôle et d'un modèle quadripôle, (orientation des petits aimants de même polarité est identique de part et d’autre de l'équateur).

Dans ce cas, l’activité solaire devient dissymétrique, et l’on obtient l'annulation du champ dans un hémisphère et le maintient dans l'autre, tout comme la configuration du petit âge glaciaire représentée sous forme d'une seule aile de papillon.

A partir de 1770, le diagramme papillon mis en évidence par Carrington et repris par la suite au crédit de Spoerer, sera mis en parallèle avec diverses variations, telles que le prix du froment, très sensible aux modifications climatiques, mais aussi aux crises sociales de l'époque... , et marquera ainsi les débuts d'une recherche sur d'éventuelles corrélations.

La durée moyenne d’un cycle est encore mal définie, puisque l’on soupçonne l’apparition d’un nouveau cycle avant la disparition du précédent, avec pour conséquence, un emboîtement des cycles successifs.

Ainsi de nombreux physiciens solaires estiment que la durée du cycle magnétique est de 18 à 22 ans, avec une succession des cycles de la migration des taches tous les 11 ans (en fait de 9 à 13,5 ans) .

Le premier cycle faisant l’objet d’observations exploitables (1756-1766) se situe après la période de Maunder, alors que le cycle en cours n°22 (de 1986 à peut être 1996) a eu son maximum en 1989.

L’observation des taches solaires fait également apparaître une certaine dissymétrie entre les deux hémisphères, donnant lieu à un écart de temps moyen entre les maximums du nord et du sud pouvant atteindre, voire dépasser deux ans.

Par ailleurs, l’analyse des séries de cycles intenses observés depuis le XVII ième siècle montre une modulation correspondant à des périodes d’environ 80 ans, appelées "périodicité de Gleissberg", alors que l’abondance du carbone 14 suggère des modulations encore plus lentes allant de 140 à 300 ans, ainsi qu'une périodicité complémentaire de 400 ans qui semble également corrélée avec la période de la précession de l’axe magnétique du Soleil par rapport à son axe de rotation.

6.2 - Phénomènes éruptifs et radioélectriques

Avant d’examiner le mécanisme des éruptions chromosphériques qui sont des phénomènes optiques, souvent liés aux sursauts radioélectriques et aux orages de bruits, il est nécessaire de décrire le rayonnement radioélectrique du Soleil calme, ainsi que sa composante lentement variable en provenance des condensations coronales solaires, mais tout d’abord, quelques mots sur la propagation des ondes dans l’atmosphère solaire qui est d’une importance fondamentale en radioastronomie solaire.

6.2.1 - Propagation des ondes dans l’atmosphère solaire

L’atmosphère solaire est un milieu ionisé qui présente un indice de réfraction pour les ondes hertziennes et dans lequel elles ne peuvent se propager que sous certaines conditions, liées à la densité électronique du milieu qui est lui même proportionnel à la densité des ions en présence.

La chromosphère donne naissance aux ondes centimétriques et décimétriques, et la couronne aux ondes métriques et décamétriques.

C’est ainsi que le milieu ionisé joue le rôle d’un filtre en ne propageant les ondes de fréquences élevées qu’au niveau des couches internes, c’est à dire les plus denses, et les ondes de fréquences de plus en plus basses qu’à partir des couches s’éloignant progressivement de la chromosphère, autrement dit c’est un filtre passe-haut dépendant uniquement de la densité.

Ainsi, pour chaque fréquence, il existe une couche critique que les ondes ne peuvent franchir lorsque la densité du gaz ionisé est trop grande par rapport à leur fréquence, ce qui en pratique permet d’étudier toutes les couches de l’atmosphère solaire quelles que soient leurs altitudes.

Cette particularité de la propagation des ondes suivant l’altitude donne la possibilité d’établir une courbe de température de l’atmosphère solaire en fonction de la fréquence.

En effet, les gaz ionisés émettent un rayonnement thermique comme tous les corps solides, et vont donc permettre de mesurer la température du Soleil qui est fonction de la fréquence de l'observation, donc de l’altitude correspondante.

Cette courbe de température donne sur les longueurs d’onde inférieures à 1 cm une température d’environ 6 000 degrés, qui croît progressivement jusqu’à 1 million de degrés sur 300 Mhz, pour décroître régulièrement après ce palier au fur et à mesure de la diminution de la fréquence.

6.2.2 - Rayonnement radioélectrique du Soleil calme

Dans des conditions habituelles d’observation, l’aspect du Soleil visible présente un disque lumineux d'environ 32 minutes d’arc, alors que son émission radio s’étend sur presque un degré (environ deux fois la Lune) avec une distribution de la brillance assez peu uniforme (voir définition de la brillance au § 4.4 du mémento sur la radioastronomie).

Sur 21 cm par exemple, on observe près du limbe au niveau des régions équatoriales un accroissement de la brillance, bien que dans le visible on y constate un léger assombrissement (voir § 3.1).

Ces manifestations de l’activité solaire sont en fait très faciles à détecter, sous réserve tout de même, de posséder un récepteur accordé sur les ondes courtes, mais si l’on veut déterminer avec précision l’origine de ces émissions, l’interféromètre à réseau par couplage d’antennes sera plus approprié en raison de son pouvoir séparateur élevé (voir § 3.1 du méménto sur la radioastronomie).

L’hydrogène, élément principal du Soleil, est à peu près totalement ionisé dans la haute chromosphère et la couronne, mais pour des valeurs différentes fonction de l’altitude et donc de la température, ce qui produit une émission radioélectrique.

On remarque que l’aspect du Soleil radioélectrique, qui varie avec la fréquence de l’observation, est à peine plus grand que le Soleil optique sur onde centimétrique, alors que sur onde métrique ses dimensions sont plus importantes et qu’il est aplati surtout lors de minimum d’activité.

Pour mettre en évidence le rayonnement constant de la composante calme, il suffit de superposer un grand nombre d’enregistrements pour éliminer l’influence des régions brillantes, ce qui permet d’extraire l’enveloppe du Soleil calme.

6.2.3 - Composante du Soleil lentement variable

Le Soleil présente sur onde centimétrique et décimétrique, des régions brillantes qui se superposent au rayonnement constant  de la composante calme et influencent les mesures radioélectriques.

Les centres émissifs de ces régions brillantes que les radioastronomes appellent "condensations radioélectriques", sont situés dans la basse couronne au-dessus des plages faculaires, pour une température de brillance qui ne dépasse jamais les 2 x 106 degrés.
Lorsque les condensations correspondantes à des taches arrivent au niveau du bord solaire, on peut estimer leur altitude.

Ceci est valable pour des longueurs d’onde voisines de 21 cm, mais dès que les mesures se rapprochent ou s’éloignent de cette valeur, les mécanismes d’émission se compliquent :

• sur 3 cm, on observe en période de fortes activités en plus des condensations radioélectriques décrites ci-dessus, des régions brillantes de dimensions comparables à celles des taches mais dotées d’une importante polarisation circulaire par effet Zeeman, mettant en évidence une zone où le champ magnétique est très intense,
• sur les longueurs d’onde voisines de 88 cm, on a remarqué toute une gamme de situations intermédiaires entre les centres radioélectriques et les centres d’orage de bruit, (voir § 6.2.6),
• sur onde métrique, à 1,77 m de longueur d’onde, il existe également une autre composante lentement variable qui ne semble pas vraiment liée ni aux observations optiques, ni aux condensations métriques ou centimétriques. Cette autre composante peut présenter au bout de quelques mois, voire de quelques années, des variations de flux pouvant atteindre 20 %.

Lorsque l’on observe une source lumineuse placée dans un champ magnétique dans une direction perpendiculaire au champ, on voit apparaître 3 raies : une dans sa position normale et deux autres déplacées vers le rouge et le bleu, et polarisées à angle droit de la raie "normale".

Si l’on observe dans la direction du champ, on observe 2 raies polarisées circulairement de sens contraire, la raie de couleur violette étant polarisée dans le sens du champ.

6.2.4 - Eruptions chromosphériques

La première observation connue en "lumière blanche" d’une éruption chromosphérique, a été réalisée par l’anglais Carrington, le 11.09.1859 durant 5 minutes.

Le phénomène mérite d'être mentionné, car seules les émissions extrêmement intenses donnent lieu à des éruptions visibles dans ce domaine, ce qui est tout de même rarissime.

De nos jours, pour isoler la raie Ha de l’hydrogène ou la raie K du calcium ionisé (proche de l’UV), on utilise généralement un filtre monochromatique ou un spectrohéliographe, ce qui aboutit au même résultat, car depuis Carrington, on ne dénombre guère plus d’une vingtaine d’observations réalisées en lumière blanche.

Parmi les plus remarquables, on peut citer celles de Ferrari le 13.11.1872, de Trouvelot le 17.06.1891, de Rudaux le 15.07.1892 et de Martheray les 21.02.1921, 22.09.1928 et 05.03.1946.

Le mécanisme de déclenchement des éruptions chromosphériques n’a pas encore trouvé d’explication satisfaisante, mais on constate que la moitié des éruptions est suivie d’éjections de matière sous forme de jet ou de filament, appelées "protubérances éruptives".

La vitesse ascensionnelle de ces éjections est d’environ 200 km/s, mais s’élève parfois à 500 km/s, voire même 1000 km/s.
Les éruptions chromosphériques sont souvent accompagnées d’un ensemble de sursauts radioélectriques très intenses et très complexes avec, pour conséquences, des orages magnétiques, des aurores polaires et quelquefois de sérieuses perturbations dans les communications radio, mais à l’inverse, il peut survenir des sursauts isolés et indépendants, tout au moins en apparence de tout phénomène visible.

Lors de ces sursauts, on observe une dérive de fréquence liée à une diminution progressive de la densité électronique du milieu ionisé.

Ainsi, au fur et à mesure de l’élévation des sursauts à travers la couronne, ces derniers rencontrent des couches de moins en moins denses qui donnent lieu à des oscillations de plasma (il s’agit d’oscillations d’ensemble de charges électriques) et, par suite, des émissions radio sur des fréquences de plus en plus basses correspondant à chaque niveau de densité.

L’étude de ces phénomènes est importante au niveau des relations Soleil-Terre (voir § 8), sachant que des nuages de particules ionisées (électrons et protons), emportent avec eux une partie du champ magnétique solaire au moment d’une forte éruption, et que le phénomène peut s’étendre dans l’espace interplanétaire bien au-delà de l’orbite terrestre.

6.2.5 - Sursauts radioélectriques

6.2.5.1 - Classement

Les sursauts radioélectriques, fréquemment observés à la suite d’une éruption chromosphérique ont été classés par l’Australien J.P. Wil, suivant les mécanismes d’émission de leurs spectres dynamiques, en deux catégories toujours utilisées de nos jours :

• les sursauts à dérive de fréquence : caractérisés par une émission sur une étroite bande de fréquences, commençant par les plus élevées et dérivant lentement vers les plus basses.
•  Leurs durées varient de quelques dizaines de minutes pour ceux à dérive lente, dénommés type II, à quelques secondes pour les plus rapides, dénommés type III,
• Les sursauts continuums : bien différents de ceux à dérive de fréquence, ils se présentent comme une émission beaucoup plus stable et étendue sur une large bande de fréquences, pouvant durer de quelques heures pour les types IV à quelques minutes pour les types V.

Le phénomène radioélectrique qui suit généralement une éruption chromosphérique, peut donner lieu à une série de sursauts dans laquelle Wild distingue deux phases :

• 1ère phase, une série de sursauts très brefs et très intenses de type III, apparaît peu après la manifestation visible, parfois suivie sur les grandes longueurs d’onde d’une émission de durée appréciable de type V,
• 2ème phase, elle se manifeste par une émission comparable à la première phase, mais sur une échelle de temps beaucoup plus longue.

Cette série de sursauts ne se manifeste dans son ensemble que lors des éruptions les plus importantes, sinon seule la première phase apparaît.

On remarque également que la seconde phase n’est observée que dans un tiers des grandes éruptions, et que tous les sursauts ne s’accompagnent pas des émissions complémentaires des types IV et V.

On observe dans 70 % des sursauts les plus courants, ceux de type III, une brusque augmentation de rayonnement pendant quelques secondes, suivi d’un retour à la valeur initiale.

D’autre part, chaque sursaut a lieu d’abord sur une longueur d’onde de l'ordre de 50 cm, puis dérive progressivement sur les longueurs d’onde de plus en plus grandes.

6.2.5.3 - Exemple d’un événement radioélectrique complet

A la suite d’une éruption intense, des électrons de haute énergie en complément d’un jet de matière s’élèvent dans la couronne.

Les électrons dotés d’une très grande vitesse vont donner lieu à un ou plusieurs sursauts de type III, parfois suivi d’un sursaut de type V, tandis que le jet de matière en mouvement relativement plus lent, mais tout de même supérieur à la vitesse du son, crée une onde de choc.

On peut alors observer, précédée de l’onde de choc, l’élévation du jet de matière fortement ionisé, entraînant une partie du champ magnétique du groupe des taches.

Le jet de matière continue de s’élever avec à sa suite le nuage d’électrons emprisonné dans une espèce de tube de force magnétique, ce qui donne lieu à une émission de type II par le jet de matière, et une émission de type IV par le nuage d’électrons relativistes.

Bien après, l’onde de choc s’éloigne dans l’espace avec le jet de matière, tandis que le nuage d’électrons se stabilise dans la haute couronne et émet un rayonnement synchrotron pouvant durer quelques heures.
 

6.2.6 - Orage de bruit

Un autre phénomène assez violent et observé uniquement sur onde métrique, fait l’objet d’une très forte augmentation du rayonnement global du Soleil. C’est l’orage de bruit.

Il apparaît en général sous forme d’un continu étalé sur une large bande de fréquences (quelques centaines de mégahertz), sur laquelle se superposent des sursauts très brefs et très nombreux, dénommés type I.

Il peut durer de quelques heures à quelques jours, et être à l’origine de répercussions considérables sur Terre.

Les centres radioélectriques des orages de bruit ont leur émission polarisée circulairement, ce qui montre bien l’influence du champ magnétique des taches auxquelles ils sont plus ou moins associés. Ils semblent également se décaler au cours de la rotation du Soleil, au sein de l’atmosphère solaire à une altitude évaluée au-dessus de la photosphère entre 350 000 et  700 000 km.

L’émission des orages de bruit n’est pas d’origine thermique, en effet leur température de brillance dépasse souvent les 109 degrés, alors que celle de la couronne n’atteint guère que les 106 degrés. Il existe aussi une émission très voisine de l’orage de bruit appelée "orage continuum" qui en diffère globalement par l’absence de sursaut bref et que l’on observe quelquefois à la suite des sursauts de type IV.