Des champs magnétiques sont présents sur le Soleil comme sur la Terre. Un champ magnétique est défini par une direction – un sens selon cette direction – et une intensité. Nous sommes habitués, depuis l'invention de la boussole, à la manifestation d'un champ magnétique sur Terre. La boussole est une fine lame de fer qui a été traitée pour être sensible aux champs magnétiques et qui est mobile autour d'un axe vertical. Dans notre hémisphère, l'une de ses extrémités pointe dans une direction proche de celle du nord géographique, celle du pôle nord magnétique.

Les courants électriques, déplacements de particules porteuses de charges électriques, créent des champs magnétiques. Placée au dessus, ou au dessous, d'un fil métallique dirigé selon la direction nord-sud et parcouru par un courant électrique, l'aiguille d'une boussole initialement parallèle à ce fil, dévie. Le courant électrique crée un champ magnétique qui s'ajoute au champ magnétique terrestre. L'importance de la déviation dépend des intensités relatives du champ magnétique terrestre et de celui créé par le courant électrique. Son sens dépend du sens du courant.

Des particules chargées électriquement, atomes ayant perdu des électrons et électrons, se déplaçant de façon ordonnée peuvent créer des courants électriques et donc des champs magnétiques. Réciproquement, la présence d'un champ magnétique impose aux particules chargées de tourner autour de la direction de ce champ. Dans un plasma, ensemble de particules chargées, les courants électriques et les champs magnétiques sont en constante interaction.

 

Manifestations de la Présence de Champs Magnétiques Intenses sur le Soleil

Taches solaires

Tache solaire — noter l'ombre et la pénombre — © Observatoire de Paris — DASOP/LPSH

Comme aux pôles de la Terre, un champ magnétique est présent aux pôles du Soleil et avec une intensité très proche. Cependant, dans certaines régions de l'atmosphère solaire, des champs magnétiques 5 000 fois plus grands sont présents. Ces régions ont une température plus faible que celle ambiante sur le Soleil, et en conséquence apparaissent sur une image du disque solaire comme des taches sombres. Ce sont les taches solaires.

La présence d'un champ magnétique freine les mouvements des particules chargées en leur imposant de tourner autour de la direction du champ magnétique. Ceci réduit leur vitesse de progression ainsi que celle des atomes neutres (les atomes neutres entrant en collision avec les particules chargées). L'afflux d'énergie extérieure est donc moindre dans les régions de champ magnétique élevé et l'atmosphère y est plus froide. Elles rayonnent moins de lumière et apparaissent comme des taches sombres sur le disque solaire brillant, les taches solaires.

Rotation solaire — passage d'un groupe de taches sur le disque solaire du 11 au 23 mai 1625 — © Observatoire de Paris — DASOP/LPSH

Rotation différentielle — aspect des différents points d'un méridien solaire après une rotation — © Observatoire de Paris — DASOP/LPSH

La taille des taches solaires peut atteindre plusieurs dizaines de milliers de kilomètres. Leur durée de vie n'excède pas le temps mis par le Soleil pour effectuer une à deux rotations sur lui-même (le Soleil tourne sur lui-même en 27 jours). Quatre siècles avant notre ère, les astronomes chinois avaient déjà remarqué l'existence des taches solaires. Fabricius et Galilée furent les premiers à les étudier au moyen de la lunette inventée par ce dernier dès le début du XVII^e siècle.

Les taches ont été mises à profit pour déterminer la vitesse de rotation du Soleil – les taches ont une durée de vie suffisante pour déterminer la vitesse de rotation du Soleil – et montrer que les couches externes ne tournent pas comme un corps solide. En effet, la vitesse angulaire de rotation des taches et donc de l'atmosphère supérieure du Soleil dépend de leur latitude ; elle décroît de l'équateur aux pôles. On assiste à une " rotation différentielle ".

Animations réalisées à partir d'images obtenues par l'instrument EIT embarqué à bord du satellite SOHO dans diverses longueurs d'onde de l'extrême ultraviolet :

• Raie FeIX à 17,1 nm [MPEG 223 ko]
• Raie FeXII à 19,5 nm [MPEG 203 ko]
• Raie FeXV à 28,4 nm [MPEG 328 ko]
• Raie HeII à 30,4 nm [MPEG 642 ko]

Facules brillantes

Groupe de taches solaires (en sombre) et facules associées (en clair) le 14 juin 1989 © Observatoire de Paris — DASOP/LPSH

Des champs magnétiques, dont l'intensité est près de dix fois moins élevée que dans les taches solaires, sont présents sur le Soleil en dehors des taches. Ils sont présents à la périphérie de structures résultant des mouvements de convection. Ce lien apparent avec les mouvements de convection indique une origine superficielle.

La surface horizontale de chaque structure est de cent à mille fois plus faible que celle d'une tache. Leur taille réduite les fait apparaître, en dehors du centre du disque solaire, plus brillantes que leur environnement. Elle permet de voir les bords plus profonds et plus chauds de ces tubes. Leur durée de vie est de quelques heures et il en existe en permanence sur le Soleil. Ce sont les facules brillantes observées au niveau des couches supérieures de la photosphère.

 

Cycle d'activité solaire

Depuis 1860, après des observations continues dans le temps du passage de taches sur le disque solaire, on sait que le nombre de taches varie de manière cyclique passant par un maximum en moyenne tous les 11 ans. Les premières taches d'un cycle d'activité apparaissent à des latitudes élevées, puis leur latitude d'apparition décroît au cours du cycle.

Cycle de variation du nombre de taches (Ri) de 1700 à nos jours © Sunspot Index Data Center, Bruxelles

Diagramme " papillon " illustrant la variation de latitude de formation des taches en fonction de l'activité solaire de 1870 à nos jours © NASA/MSFC

Les taches apparaissent isolées ou par groupes de deux séparées en longitude mais ayant des latitudes voisines. On distingue une tache de tête et une tache de queue, la première précédant la seconde au cours de la rotation du Soleil ; ces taches ont des polarités magnétiques opposées. Au cours d'un certain cycle, l'ordre d'apparition des polarités magnétiques ne change pas pour un même hémisphère. Cependant, d'un hémisphère à l'autre, les polarités magnétiques sont inversées. Au cours du cycle suivant, les polarités des taches de tête et des taches de queue s'inversent dans chaque hémisphère. Après deux cycles de 11 ans successifs, les taches retrouvent leur polarité initiale, portant ainsi à 22 ans la période de l'activité magnétique du Soleil.

Manifestations du champ magnétique dans les régions actives du Soleil © Observatoire de Paris — DASOP/LPSH

Manifestations du champ magnétique dans la chromosphère du Soleil au cours du cycle de 11 ans — de haut en bas : raie H alpha (niveau intermédiaire), raie K3 (sommet), raie K1v (base) — © Observatoire de Paris — DASOP/LPSH

 

Origine des Champs Magnétiques Solaires

Carte du champ magnétique à la surface du Soleil enregistrée le 23 septembre 1980 à Meudon — les plages bleu et rouge représentent respectivement les deux polarités nord et sud — © Observatoire de Paris — DASOP/LPSH

Si l'origine des facules brillantes est sans doute superficielle, c'est à dire située au sommet de la zone convective, celle des taches solaires, et donc des champs magnétiques associés, est encore discutée. Elle peut être profonde ou superficielle, c'est à dire située à la base ou au sommet de la zone convective.

L'observation des couches externes, qui visualisent la présence de champs magnétiques, met en évidence la présence de structures qui tournent comme un corps solide, tel l'intérieur du Soleil, et de structures affectées par la rotation différentielle, telles les couches superficielles – c'est à dire qu'en un temps donné elles tournent autour de l'axe de rotation du Soleil davantage à l'équateur que vers les pôles –.

Origine superficielle

L'origine des concentrations de champs magnétiques peut être associée au processus de chauffage de la photosphère solaire. Ce chauffage se fait par des mouvements de convection s'étendant en altitude sur près d'un tiers de rayon solaire, dans la zone convective.

Dans la zone convective, l'hydrogène est essentiellement neutre et le rayonnement lumineux est absorbé par cet atome. L'énergie ne s'évacue pas de façon uniforme. Il y a formation de bulles d'hydrogène plus chaudes que l'atmosphère environnante, qui se dilatent et montent à la surface. Elles apparaissent sur un cliché comme des granules. La retombée de l'hydrogène se fait non pas au cœur des bulles qui montent mais à leur périphérie, plus exactement à la périphérie de plusieurs bulles montantes. Là, le gaz est plus froid qu'à l'intérieur des bulles chaudes ; il est donc plus dense et retombe.

Près de la surface solaire, les mouvements de convection entraînent la formation de mouvements horizontaux à la frontière commune à plusieurs bulles de plasma. Ces mouvements concentrent la matière et les champs magnétiques présents. Des champs magnétiques verticaux intenses sont en effet observés à la périphérie des structures définies par la convection, à la base des facules.

Il a été suggéré que les taches pourraient résulter de la concentration de plusieurs facules, l'accroissement de section transverse résultant limitant ensuite le transfert d'énergie par les particules et par le rayonnement, provoquant le refroidissement du milieu et le rendant plus sombre que l'environnement.

Origine profonde

Les taches n'apparaissent pas n'importe où aux frontières des granules. Leurs positions et la variation temporelle sur l'échelle de temps d'un cycle solaire montrent qu'elles sont reliées à un phénomène à grande échelle spatiale et temporelle. Ce phénomène résulte peut-être d'interactions, naissant à la base de la zone convective, entre les champs magnétiques faibles restant présents en période de minimum d'activité et le plasma en rotation différentielle.

Le plasma de parties supérieures de la zone convective tourne plus rapidement à l'équateur qu'aux pôles. Un tube de flux magnétique cylindre de lignes de force situé à altitude constante, va au cours de son ascension dans la zone convective être étiré et déformé. En conséquence, l'accroissement de l'intensité du champ magnétique intéresse tout d'abord les hautes, et ensuite les basses latitudes. Le plasma magnétisé moins dense là où le champ est le plus fort s'élève dans l'atmosphère. Cette émergence se produit, au cours des années, là où le champ est le plus fort, aux hautes puis aux basses latitudes. On remarque immédiatement que ce mécanisme, s'il peut expliquer la naissance de groupes bipolaires de taches, ne peut rendre compte de l'apparition de taches isolées.

 

Mesure des Champs Magnétiques