Le Soleil a été observé depuis l’avènement de l’homme, mais avec le développement de la technologie, l’humanité s’est de plus en plus rapprochée de la compréhension de sa nature. L’avènement du télescope au XVIIe siècle a permis de découvrir les taches solaires, un phénomène totalement inattendu à l’époque, le Soleil étant considéré comme un idéal incapable de présenter la moindre imperfection, en particulier les taches solaires. Malgré de grands doutes quant à l’existence de taches solaires sur le Soleil, l’un de leurs découvreurs, Galileo Galilei, a commencé à observer les taches. Il a ainsi découvert que leur nombre variait périodiquement. Ainsi, le plus grand nombre de taches a été observé environ tous les 11 ans.
C’est-à-dire qu’à un moment donné, lorsque le nombre de taches atteint un maximum, on parle de l’année du maximum de taches. Après le maximum, le nombre de taches solaires commence à diminuer et, en moyenne, au bout de six ans, on peut observer le nombre minimum de taches solaires. Ensuite, le nombre de taches solaires recommence à augmenter.
Pour tenir compte des cycles solaires, il a été admis que le maximum observé en 1761 est le maximum du premier cycle solaire.
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Changements visibles dans le Soleil
En relation avec les cycles du Soleil, des changements périodiques dans d’autres phénomènes solaires ont également été observés. Il s’agit notamment d’autres objets qui se produisent sur le Soleil : les floculus, les éruptions et les protubérances. Les floculus sont des formations fibreuses brillantes et denses dans l’une des couches du Soleil, la chromosphère. Les éruptions sont des champs lumineux qui entourent généralement les taches solaires. Le nombre de ces deux objets observables varie de la même manière que le nombre de taches solaires, atteignant des maximums et des minimums les mêmes années.
Les protubérances sont des faisceaux de matière solaire qui s’élèvent au-dessus de la surface d’une étoile et restent dans cette position pendant un certain temps sous l’effet du champ magnétique du Soleil. Cependant, contrairement aux floculus et aux éruptions, le plus grand nombre de protubérances est observé non pas pendant les années du maximum solaire, mais 1 à 2 ans avant celui-ci.
Un autre phénomène qui semble changer avec la période de 11 ans est la forme de la couronne solaire, la couche externe du Soleil, qui peut être partiellement observée sans instruments spéciaux en couvrant notre étoile avec un objet rond, comme une pièce de monnaie, devant elle. Dans les années de maximum, elle présente le plus grand développement et ses nombreux rayons et jets divergent dans toutes les directions, formant un rayonnement aux contours à peu près arrondis. Dans les années de minimum, il semble n’être constitué que de deux faisceaux limités se propageant dans le plan équatorial.
En ce qui concerne la périodisation des phénomènes observés mentionnés ci-dessus, qui, bien qu’ayant la même période, diffèrent dans leurs années de maximum/minimum, il est d’usage de parler non pas d’une période de onze ans de taches, mais d’une période de onze ans d’activité solaire. On entend par là à la fois l’ensemble des formations et des phénomènes observés sur le Soleil, et la raison inconnue qui les fait changer périodiquement.
La cause des cycles du Soleil
Malgré le fait que les phénomènes solaires changent sans aucun doute périodiquement, 11 ans n’est que la valeur moyenne d’une telle période, qui peut aller de 7 à 17 ans.
On sait que le Soleil affecte non seulement l’éclairage et la température de la Terre, mais aussi son champ magnétique. Ainsi, on peut parfois observer des fluctuations irrégulières, comme aléatoires, de la flèche d’un côté ou de l’autre. Selon les jours, elles atteignent des amplitudes différentes. Certains jours, l’amplitude des oscillations est si importante qu’elles peuvent être observées même avec une boussole ordinaire. Ces changements rapides du magnétisme terrestre sont appelés orages magnétiques. L’énergie des orages magnétiques peut parfois même provoquer des pannes sur le réseau électrique.
Si l’on compte le nombre d’orages magnétiques pour chaque année et que l’on trace ensuite un graphique représentant la progression du nombre annuel d’orages au fil du temps, on obtient une courbe dont les maxima alternent tous les 11 ans. Sur ce graphique, I — les amplitudes des fluctuations quotidiennes de la déclinaison magnétique, II — les amplitudes des fluctuations quotidiennes de la composante horizontale du champ magnétique, III — le nombre relatif de taches solaires.
Graphique du cycle solaire
Ainsi, la cause qui provoque la périodisation des taches solaires affecte aussi périodiquement la variation du magnétisme terrestre. En outre, il a été observé qu’un orage magnétique se produit le plus souvent après le passage d’un groupe de grandes taches solaires en plein essor au milieu de l’hémisphère visible du Soleil.
Plus tard, la périodicité de 11 ans du nombre d’aurores et d’autres phénomènes se produisant dans l’atmosphère terrestre a également été remarquée. Il convient de noter que ces changements sur la Terre accusent un retard d’environ 1 à 2 jours par rapport aux phénomènes correspondants sur le Soleil. Étant donné que la lumière du soleil atteint la Terre en 8 minutes, la raison de la périodisation des phénomènes indiqués sur la Terre n’est pas liée à celle-ci.
Grâce au développement de la technologie, l’astronome américain George Hale a découvert en 1908 le champ magnétique du Soleil. Une étude plus approfondie de ce champ a permis de découvrir qu’il s’agit du champ magnétique de notre étoile, et que ses variations sont à l’origine des phénomènes décrits ci-dessus.
Périodisation du champ magnétique du Soleil
L’étude du lien entre le champ magnétique du Soleil et le phénomène des taches solaires a abouti à la conclusion suivante : les taches solaires résultent de la «pénétration» par les lignes magnétiques des couches supérieures du Soleil. L’étude plus approfondie de la nature d’autres phénomènes et formations solaires a également permis de découvrir le lien entre ces phénomènes et les modifications du champ magnétique du Soleil. Bientôt, une étude détaillée du champ magnétique lui-même et de ses lignes de force a conduit à l’image suivante de sa dynamique.
Au début du cycle magnétique du Soleil, c’est-à-dire au milieu du cycle des taches solaires, il existe un champ magnétique d’une certaine forme, dont les lignes de force «s’enroulent» progressivement à la surface de notre étoile, du fait que les régions équatoriales tournent plus vite que les régions polaires. Avec le temps, elles s'»enchevêtrent» et commencent à pénétrer la surface du Soleil en une multitude de points généralement situés plus près de l’équateur. C’est à ce moment-là que l’on observe le plus grand nombre de taches solaires, dont la grande majorité est située plus près de l’équateur. La formation des taches solaires résulte donc de la pénétration de lignes magnétiques dans les couches supérieures du Soleil.
En outre, une partie du champ magnétique est comme arrachée et projetée loin du Soleil, emportant avec elle une partie de la matière stellaire, qui se compose principalement de particules chargées. Ce flux de particules chargées est appelé le vent solaire, qui provoque des changements dans les phénomènes naturels sur la Terre. Après le «détachement» d’une partie du champ magnétique, on assiste à un changement de direction du champ azimutal, c’est-à-dire à un «retournement» du champ magnétique. C’est la fin du cycle de 11 ans du champ magnétique du Soleil et le milieu du cycle des taches solaires. Le cycle solaire complet est donc d’environ 22 ans, au terme desquels le champ magnétique du Soleil revient à sa position initiale.
Selon un modèle appelé Dynamo solaire, notre étoile génère indépendamment un champ magnétique résultant de la rotation axisymétrique de ses différentes couches, qui sont représentées sous forme de plasma, lequel possède par définition une charge
Le champ magnétique du soleil
Autres cycles solaires
Outre les cycles solaires de 11 et 22 ans, il existe d’autres variations périodiques de l’activité solaire. Par exemple, les maxima et minima solaires présentent également des fluctuations au m ois du siècle, ce que l’on appelle le cycle de Gleissberg, d’une durée de 70 à 100 ans. Il existe également un cycle solaire bicentenaire («cycle de Suess» ou «cycle de Vries»), dont le minimum est dit «global» et se définit comme une diminution marquée de l’activité solaire sur des dizaines d’années tous les deux siècles.
Il convient de noter que pendant les «minima planétaires», on observe non seulement une diminution du nombre de taches solaires, mais aussi un refroidissement important de la Terre. La période la plus connue est le minimum de Maunder (1645-1715), au cours duquel s’est déroulé ce que l’on appelle le «petit âge glaciaire». La relation univoque entre ces phénomènes n’a pas été établie, mais il existe une coïncidence (corrélation) entre les cycles solaires séculaires et les changements de température sur la Terre. Les causes des cycles solaires séculaires ne sont pas non plus clairement définies. Il est probable que ces cycles ne soient pas dus à la nature de l’étoile, mais à la dynamique de certains objets extérieurs, comme la rotation d’un grand amas d’étoiles au centre de la Voie lactée.
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Date de publication: 12-26-2023
Mettre à jour la date: 12-26-2023