Le Soleil

Le champ magntique du Soleil

Le Soleil est une toile magntiquement active. Toute la matire solaire se trouvant sous forme de gaz et de plasma en raison des tempratures extrmement leves, le Soleil pivote plus rapidement l'quateur (vingt-cinq jours environ pour un tour) qu'aux ples (trente-cinq jours pour un tour). Cette rotation diffrentielle des latitudes solaires donne au champ magntique solaire une forme de spirale en perptuelle rotation, les lignes de champ se trouvant emmles les unes aux autres au cours du temps. Cet enchevtrement serait au moins en partie responsable du cycle solaire, phnomne priodique s'talant sur 11,2 annes en moyenne avec une alternance de minima et de maxima tous les onze semestres environ. Au terme d'un cycle de l'activit solaire, la polarit du champ magntique s'est inverse par rapport la fin du prcdent: le cycle magntique solaire a donc une priode double (environ 22 ans) de celle du cycle d'activit. Les manifestations les plus spectaculaires en priode d'intense activit magntique sont l'apparition de taches solaires et de protubrances.

Les taches solaires

Bien que tous les dtails sur la gense des taches solaires ne soient pas encore lucids, il a t dmontr quelles sont la rsultante d'une intense activit magntique au sein de la zone de convection, tellement puissante qu'elle freine la convection et limite l'apport thermique en surface la photosphre. Elles sont ainsi moins chaudes de 1 500 2 000 kelvins que les rgions voisines, ce qui suffit expliquer pourquoi elles nous apparaissent, en contraste, bien plus sombres que le reste de la photosphre. Cependant si elles taient isoles du reste de la photosphre, les taches solaires, o rgne malgr tout une temprature proche des 4 500 kelvins, nous sembleraient dix fois plus brillantes que la pleine lune, soit davantage qu'un arc lectrique. La sonde spatiale SoHO a permis de dmontrer que les taches solaires rpondent un mcanisme proche de celui des cyclones sur Terre. On distingue deux parties au sein de la tache solaire : la zone dombre centrale (environ 2 000 kelvins) et la zone de pnombre priphrique (environ 2 700 kelvins). Le diamtre des taches solaires les plus petites est habituellement plus de deux fois suprieur celui de la Terre. En priode dactivit il est parfois possible de les observer l'oeil nu sur le Soleil couchant, avec une protection oculaire adapte.

La surveillance des taches solaires est un excellent moyen pour contrler l'activit solaire et prdire ses rpercussions terrestres. Une tache solaire a une dure de vie moyenne de deux semaines. L'astronome allemand Heinrich Schwabe, au XVIIIe sicle, fut le premier tenir une cartographie mthodique des taches solaires, ce qui lui permit d'valuer leur priodicit. Les tudes ultrieures ont fix leur priode 11,2 annes, chaque demi-priode tant alternativement caractrise par un maximum dactivit (o les taches se multiplient) et un minimum d'activit.

Gros plan sur une tache solaire

Gros plan sur une tache solaire.


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