La
surface du Soleil, les taches et le magnétisme
En continuant à
nous éloigner vers l’extérieur du Soleil, nous arrivons à ce que l’on peut considérer comme
sa surface, bien qu’il ne s’agisse pas réellement d’une limite bien définie.
Cette région de quelques centaines de kilomètres d’épaisseur est appelée la
photosphère. La température n’y baisse que légèrement, de 6000 à 4000 degrés,
mais la densité y décroît très rapidement.
Pour cette
raison, toutes les couches de gaz situées au-delà sont très ténues donc
transparentes. Ainsi, la photosphère est la dernière couche opaque et brillante
et c’est elle que nous voyons lorsque nous regardons le Soleil. De plus, comme
la chute de densité est très rapide, les contours de cette région sont bien
définis, ce qui explique que le disque solaire possède un contour bien net
plutôt que des limites floues.
Un aspect
granuleux
La surface du
Soleil est loin d’être uniforme. Les observations à haute résolution montrent
en effet que la photosphère présente un aspect granuleux. A tout instant, des
millions de grains sont visibles sur le disque solaire, avec une taille moyenne
d’un millier de kilomètres. Des images successives montrent de plus que
l’aspect de la surface varie très rapidement car chaque grain ne vit que
quelques minutes.
Grâce à l’analyse
spectrale, les astronomes ont montré que ces grains sont liés à la convection dans
les couches proches de la surface. Le gaz chaud remonte des profondeurs et
atteint la surface au centre des grains, puis se répand tout en se
refroidissant, avant de replonger vers l’intérieur aux bords des
grains. Ainsi, le gaz qui jaillit au centre des grains a une température
supérieure de 300 degrés à celui qui replonge aux bords, et c’est cette
différence de température, donc de luminosité, qui donne lieu à l’aspect
granuleux du disque solaire.
Remarquons que
plus en profondeur se produisent d’autres mouvements de gaz à une plus grande
échelle. Ces mouvements définissent d’énormes cellules pouvant atteindre 30 000
kilomètres de diamètre et possédant une durée de vie de l’ordre d’une journée.
Les taches
solaires
D’autres
phénomènes affectent la photosphère de façon plus transitoire. Les taches
solaires sont l’exemple le plus connu puisque des astronomes chinois les
observaient déjà il y a plus de mille ans. Il s’agit de petites régions sombres
dont le diamètre varie entre quelques milliers et une centaine de milliers de
kilomètres et qui durent entre quelques jours et plusieurs mois.
On observe
également des régions brillantes, appelées facules, qui apparaissent un peu
avant les taches et persistent plusieurs semaines après la disparition de
celles-ci.
L’observation
continue du Soleil a montré que le nombre de taches n’est pas constant mais
varie fortement avec le temps. Il oscille entre zéro et une valeur maximale
avec un cycle qui dure 11 ans. Le dernier maximum date de l’an 2000 et le
prochain se produira début 2012.
Un énorme groupe de
taches solaires observé par la sonde SOHO en 2000. Crédit : SOHO/MDI (ESA/NASA)
Les taches
solaires sont des régions de la photosphère où la température est légèrement
plus basse qu’en moyenne, environ 4000 degrés au lieu de 6000. Elles émettent
ainsi un peu moins de lumière que leur voisinage et apparaissent sombre par
contraste. Leur analyse
spectrale a révélé la présence d’un champ magnétique très intense.
Celui-ci est très probablement la cause de la différence de température, bien
que le mécanisme exact ne soit pas encore très clair.
Plusieurs
hypothèses ont été émises. En particulier, il se peut que le champ magnétique
empêche les courants de gaz chaud ascendants d’atteindre la surface, mais il
est également possible que d’intenses ondes magnétiques soient émises au niveau
des taches, ce qui impliquerait une perte d’énergie, donc un refroidissement.
Le cycle solaire
Le cycle de 11
ans des taches solaires est lié à la présence d’un champ magnétique combinée à
deux autres phénomènes : la rotation différentielle du Soleil et les mouvements
de convection près de sa surface. Par rotation différentielle, il faut
comprendre que notre étoile ne tourne pas sur elle-même en bloc comme un corps
rigide. Au contraire, 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.
Pour expliquer
comment le cycle de 11 ans est produit, faisons appel au concept de lignes de
champ. Il s’agit de lignes imaginaires qui indiquent la direction du champ
magnétique en tout point et sont très utiles comme moyen de représentation.
En période de
calme, lorsqu’il n’y a pas de tache visible, les lignes de champ relient
simplement les deux pôles du Soleil l’un à l’autre, en suivant plus ou moins
l’axe de celui-ci. C’est alors la rotation différentielle qui commence à
perturber les choses. A cause d’elle, 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 finalement à des spirales
fortement enroulées sur elles-mêmes et très concentrées dans les régions
équatoriales, ce qui s’y traduit par un champ magnétique très intense.
Pendant ce temps,
les mouvements convectifs près de la surface affectent eux-aussi les lignes de
champ en les déformant et les tordant. Il est alors possible de temps à autre
qu’une ligne de champ très tordue émerge de la zone convective et vienne former
une boucle à l’extérieur du Soleil. C’est aux pieds de cette boucle, à
l’endroit où la ligne traverse la photosphère, qu’apparaissent alors deux
taches solaires. C’est ainsi que naissent peu à peu les taches, couplées deux
par deux, et que le Soleil se couvre de points sombres.
Une image composite
du Soleil créée à partir d’observations dans l’ultraviolet par le Satellite
SOHO en 1998. Crédit : SOHO/ESA/NASA
Finalement, au
milieu du cycle, la multiplication des boucles provoque des interactions entre
les différentes régions magnétiques. Celles-ci conduisent à une diminution
générale de l’intensité et à une redistribution des lignes de champ entre
différentes taches. Lorsque cette étape de recombinaison est terminée, les
lignes de champ ont repris l’aspect de spirale fortement enroulée, mais dans le
sens opposé au précédent. Il ne reste plus alors à la rotation différentielle
qu’à dérouler les lignes pour qu’elles retrouvent leur aspect initial et que le
Soleil revienne à une période calme sans taches solaires.
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