En cliquant sur la photo du Soleil ci-dessous vous pourrez voir la photo [en noir et blanc] la plus récente de la surface du Soleil (prise par le télescope spatial SDO de la NASA) et voir la présence éventuelle de taches solaires en ce moment (il n’y en a pas toujours !). Les photos sont mises à jour quotidiennement ↓
Voir la page des télescopes spatiaux dédiés à l’étude du Soleil : SoHo et SDO
Petite histoire de l’observation des taches solaires
La première observation avérée de taches solaires remonte à l’an -28, en provenance de Chine. Des observations régulières sont relatées en provenance du monde chinois (comprenant l’actuelle Chine, ainsi que le Japon et la péninsule coréenne) à partir du début du ive siècle. Ces témoignages extrêmes orientaux comparent souvent la taille des taches à divers objets de la vie courante, notamment des fruits. Il semble avéré qu’un système de conversion entre taille moyenne de ces objets et taille angulaire des taches existe, bien que celui-ci ne soit pas connu avec certitude.
Les moyens mis en œuvre pour réaliser de telles observations ne sont à l’heure actuelle, pas connus. Il est possible que les observateurs aient bénéficié de conditions favorables issues de diverses tempêtes de sables en provenance du désert de Gobi ou du bassin du Tarim. Une autre hypothèse est que les observations aient été permises par des instruments rudimentaires filtrant la lumière solaire à l’aide de jade ou de mica, bien qu’aucune mention de tels instruments ne soit parvenue jusqu’à nous. Ce biais peut être compensé par l’étude d’observations simultanées dans différents pays, la Corée, le Japon et la Chine ayant consigné des relevés de taches solaires.
En Europe, les observations anciennes de taches solaires sont extrêmement peu nombreuses, la seule mention officielle durant le Haut Moyen Âge est due à Éginhard et relate qu’une tâche solaire a été visible en 807 pendant huit jours avant d’être masquée par des nuages. De ce fait, si des mentions existent dans l’Antiquité grecque (par exemple par Théophraste d’Athènes), divers autres témoignages interprètent mal la nature de ces taches, les assimilant à des transits des planètes Mercure et Vénus, voire d’hypothétiques « lunes solaires », sans doute en raison de la prévalence du dogme aristotélicien. En fait, durant tout le Moyen Âge, seules deux observations européennes de taches solaires sont répertoriées, en 1367 et 1371, en provenance de Russie. Ces observations furent semble-t-il rendues possibles par la présence d’importants feux de forêts ayant suffisamment obscurci l’atmosphère de cette région pour permettre l’observation détaillée du disque solaire. Les Annales de Saint-Bertin évoquent toutefois un événement d’avril 860 qui ressemble fort à des taches solaires gigantesques.
↑ Scheiner étudiant les taches solaires, en 1625
Des taches solaires furent également observées, en 1611, par Christoph Scheiner à l’aide de verres teintés et Galilée grâce à sa lunette astronomique et un système de rétro-projection sur écran en 1613. Ce dernier en fit un de ses arguments pour combattre le système géocentrique d’Aristote selon lequel le Soleil est un astre parfait, ce qui est incompatible avec l’idée de taches.
↑ Dessin de Galilée d’après son observation des taches solaires
Le plus important groupe de taches solaires observé à ce jour est apparu en avril 1947. Il était composé de deux taches principales et plusieurs taches plus petites, et couvrait plus de 1 % du disque solaire.
Taches solaires record ↑
Que sont les taches solaires ?
Des taches sombres apparaissent et disparaissent sur la surface brillante du Soleil. La fin de l’astre annoncée ? Pas du tout : ce phénomène tout à fait normal touche aussi d’autres étoiles. Mais de quoi s’agit-il exactement ?
Le Soleil, comme toutes les étoiles, peut être assimilé à une gigantesque boule de gaz chaud. Sa surface atteint une température de 5.800 kelvins (K) environ, ce qui correspond à peu près à 5.500 °C. C’est dans la photosphère, une couche de l’atmosphère proche de la surface, que surgissent les taches. La raison en est que la photosphère est en perpétuelle agitation : des mouvements de convection l’alimentent en gaz chaud. Cette agitation des masses de gaz crée et tord le champ magnétique, ce pour quoi on parle d’activité solaire.
Les taches solaires correspondent à des zones où le champ magnétique est particulièrement intense, ce qui bloque les mouvements de convection : les masses de gaz chaud ne peuvent plus atteindre la photosphère. Ces zones en deviennent donc légèrement plus froides, soit 3.800 K, et apparaissent très sombres par rapport au reste de la photosphère plus chaude, donc plus brillante. Ces phénomènes sont cependant encore largement incompris. Ils relèvent du domaine de la magnétohydrodynamique.
Les taches : des indices du cycle solaire
Un cycle solaire est une période pendant laquelle l’activité du Soleil varie en reproduisant les mêmes phénomènes que pendant la période de même durée précédente. Cette activité solaire se caractérise par l’intensité du champ magnétique du Soleil et par le nombre de taches à sa surface.
Histoire
Vue de la Terre, l’influence du Soleil varie principalement selon une période journalière et annuelle. Dans l’absolu, l’activité est réglée par un cycle solaire d’une période moyenne de 11,2 ans – d’un maximum au suivant – mais la durée peut varier entre 8 et 15 ans. L’amplitude des maxima peut varier du simple au triple. Le cycle de 11 ans a été déterminé pour la première fois par l’astronome amateur allemand Heinrich Schwabe vers 1843.
En 1849, l’astronome suisse Johann Rudolf Wolf (1816-1893) établit une méthode de calcul de l’activité solaire fondée sur le nombre de taches. Les cycles de Schwabe sont numérotés à partir du maximum de 1761 (voir tableau).
Le cycle 24 a commencé en 2008 et s’est terminé début 2020 comme le suggère l’inversion du champ magnétique solaire rapportée par une équipe indienne. Le maximum du cycle 25 est prévu par le Space Weather Prediction Center pour 2025 et devrait compter 115 taches.
400 ans d’observation des taches solaires
Cycles solaires depuis 1755
Les nombres maximaux et minimaux de taches sont des nombres de taches solaires listés mensuellement
| no | Début | Fin | Durée | Maximum | Nombre maximal de taches | Nombre minimal de taches (fin du cycle) | Nombre de jours sans taches | Commentaires |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 1 | 11,3 | 86,5 | 11,2 | |||||
| 2 | 1766 | 1775 | 9 | 1770 | ||||
| 3 | 1775 | 1784 | 9 | 1778 | ||||
| 4 | 1784 | 1798 | 14 | 1788 | Peut-être en réalité deux cycles, dont un qui aurait donc duré moins de 8 ans. | |||
| 5 | 1798 | 1810 | 12 | 1804 | ||||
| 6 | 1810 | 1823 | 13 | 1816 | ||||
| 7 | 1823 | 1833 | 10 | 1828 | ||||
| 8 | 1833 | 1843 | 10 | 1838 | ||||
| 9 | 1843 | 1855 | 12 | 1848 | ||||
| 10 | 1855 | 1867 | 12 | 1860 | ||||
| 11 | 1867 | 1878 | 11 | 1872 | ||||
| 12 | 1878 | 1890 | 12 | 1884 | ||||
| 13 | 1890 | 1902 | 12 | 1894 | ||||
| 14 | 1902 | 1913 | 11 | 64,2 | Cycle de faible activité. | |||
| 15 | 1913 | 1923 | 10 | 1917 | Début du maximum moderne. | |||
| 16 | 1923 | 1933 | 10 | 1928 | ||||
| 17 | 1933 | 1944 | 11 | 1939 | ||||
| 18 | 1944 | 1954 | 10 | 1947 | ||||
| 19 | 1954 | 1964 | 10 | 1958 | ~190 | Maximum du maximum moderne. | ||
| 20 | 1964 | 1976 | 12 | 1968 | ||||
| 21 | 1976 | 1986 | 10 | 1981 | ||||
| 22 | 1986 | mai 1996 | 10 | 1991 | ||||
| 23 | 11,6 | 120,8 | Minimum mensuel moyenné : 1,7. | Possiblement le dernier cycle du maximum moderne. | ||||
| 24 | 2011 (1er pic) début 2014 (2° pic) |
99 101 |
Cycle de faible activité. | |||||
| 25 | Prévu vers 2031 | Prévu vers | Prévu à 115 +/- 10 |
En liaison avec le cycle de 11 ans, existe un cycle de 22 ans qui concerne le champ magnétique solaire. En effet, les polarités de ce dernier s’inversent à chaque nouveau cycle de 11 ans. Un cycle de 179 ans peut être également mis en évidence en relation avec le cycle des planètes géantes gazeuses Jupiter et Saturne. Une théorie développée par Nelson (1951), Takahashi (1967), Bigg (1967), Wood (1968), Blizard (1969), Ambroz (1971), Grandpierre (1996) et Hung (2007) donne pour raison de ce cycle les « marées » solaires provoquées par les planètes du Système solaire, principalement Vénus, Terre, Mercure, Mars, Jupiter et Saturne. Ching-Cheh Hung, de la NASA, a mis en évidence une relation entre la position des planètes « productrices de marées » (tide-producing planets), Mercure, Vénus, Terre et Jupiter, et 25 tempêtes solaires parmi les 38 plus importantes de l’histoire (la probabilité qu’une telle association soit due au hasard serait de 0,039 %). Hung a également isolé un cycle de 11 ans décrit par le groupe Vénus-Terre-Jupiter correspondant au cycle des taches solaires.
Wolf a également remarqué un cycle de variation des maxima d’une période de 90 ans.
Pendant les années d’activité maximale, on constate une augmentation :
• du nombre de taches solaires et des sursauts solaires
• du rayonnement corpusculaire
• du rayonnement électromagnétique
L’observation régulière de l’activité du Soleil, via les taches solaires, remonte au xvii° siècle. Cette activité est aussi enregistrée dans les cernes des arbres par leur concentration initiale en carbone 14 (directement liée à l’intensité des rayons cosmiques), que l’on peut connaître à partir de leur concentration actuelle quand les cernes sont datés précisément. En 2020, une étude de ce type reconstitue l’histoire de la concentration de 14C dans l’air sur toute la période 969–1933. L’étude confirme la présence du cycle de Schwabe depuis 969, ainsi que l’évènement particulièrement énergétique de 993. Deux évènements similaires non signalés auparavant apparaissent aussi : en 1052 et en 1279.
Les taches solaires
Il y a deux mille ans, les astronomes grecs et chinois parlaient dans leurs écrits de taches sombres sur le Soleil dont la forme et l’emplacement changeaient. En avril 1612, Galilée fut le premier à les observer en détail à l’aide d’une lunette astronomique. Par la suite, l’observatoire de Zurich en poursuivit l’observation.
Elles apparaissent dans la photosphère comme une zone sombre (l’ombre) entourée d’une région plus claire (la pénombre), sont plus froides que la photosphère ambiante (4.500 K contre environ 5.800 K pour la photosphère), et sont dues au refroidissement consécutif à l’inhibition de la convection de surface par l’augmentation locale du champ magnétique. Leur plus grande dimension peut atteindre plusieurs dizaines de milliers de kilomètres.
Les taches apparaissent souvent en groupe, et sont souvent accompagnées d’autres taches de polarité magnétique opposée (groupe de taches bipolaire). Au début du cycle solaire, les taches apparaissent de préférence à haute latitude dans les deux hémisphères, vers 40°. De plus, les premières taches d’un groupe sont en général de même polarité. Tout au long du cycle, les taches vont se rapprocher de l’équateur jusqu’au début du cycle suivant ; à ce moment-là, la polarité des taches devant changer. En étudiant les mouvements de ces taches solaires, les astronomes ont pu conclure que les régions équatoriales du Soleil tournaient plus vite que ses zones polaires, avant de l’être par d’autres moyens plus modernes, comme l’effet Doppler-Fizeau.
Les taches solaires sont plus sombres et plus froides que la surface du soleil et diminuent donc l’intensité de la radiation solaire. Mais elles s’accompagnent de points lumineux qui augmentent l’intensité de la radiation solaire. C’est l’effet des points lumineux qui l’emporte, de sorte que la radiation solaire est plus élevée lors des périodes de fortes activités solaire (radiation supérieure à la normale d’un facteur de 0,1 % environ).
L’observation des taches solaires est facile et permet de constater la rotation du Soleil sur lui-même en 27 jours. Les astronomes recommandent de ne jamais regarder directement le Soleil sans lunettes adaptées, en raison des risques élevés de brûlure de la rétine. Un système simple d’observation indirect consiste par exemple à projeter l’image du Soleil sur une feuille de papier à l’aide de jumelles.
Le nombre de Wolf
La formule suivante permet de quantifier l’activité solaire, notée R, en fonction du nombre de taches t, du nombre de groupes de taches g, et d’un coefficient corrigeant le résultat en fonction des moyens d’observation (observateur, instrument,R=k(t+10g).
Lors du cycle 19, le nombre de Wolf a atteint 190 tandis qu’il n’a pas dépassé 70 lors du cycle 14. Malgré son imprécision, le nombre de Wolf a l’intérêt d’exister depuis 250 ans tandis que l’observation scientifique avec des moyens modernes n’a que quelques cycles dans ses bases de données.
La mesure de l’amplitude du rayonnement solaire sur 2.800 MHz (en W/Hz m2) donne un indice d’activité solaire plus fiable que le nombre de Wolf.
L’étude de l’activité solaire permet de comprendre les phénomènes de propagation des ondes et de prévoir d’éventuelles perturbations des communications radioélectriques sur Terre.
L’origine du cycle solaire, de sa quasi périodicité comme de ses fluctuations, est généralement attribuée au fonctionnement interne de la dynamo solaire, mais sans qu’une théorie fiable soit aujourd’hui établie. L’influence de facteurs externes comme les forces de marée (dues surtout à Jupiter, Vénus et la Terre) a été invoquée par certains chercheurs dès 1918, et l’est encore aujourd’hui.
ConséquencesLes variations de l’activité solaire se traduisent par des fluctuations de la propagation des ondes radio. La gamme de fréquences la plus touchée couvre les ondes dites décamétriques ou ondes courtes qui se propagent à longue distance grâce à l’ionosphère. Pendant les orages magnétiques, la très forte ionisation des couches hautes de l’atmosphère peut perturber voire interrompre les communications avec les satellites. Cela peut avoir des conséquences graves pour les télécommunications, la navigation et le positionnement géographique.