{"id":8123,"date":"2018-12-15T19:33:33","date_gmt":"2018-12-15T17:33:33","guid":{"rendered":"http:\/\/gap47.astrosurf.com\/?page_id=8123"},"modified":"2025-03-25T19:58:35","modified_gmt":"2025-03-25T17:58:35","slug":"taches-solaires","status":"publish","type":"page","link":"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/accueil\/en-direct-du-soleil\/taches-solaires\/","title":{"rendered":"Taches solaires du jour"},"content":{"rendered":"

En cliquant sur la photo du Soleil ci-dessous vous pourrez voir la photo [en noir et blanc]<\/span> la plus r\u00e9cente de la surface du Soleil (prise par le t\u00e9lescope spatial SDO de la NASA) et voir la pr\u00e9sence \u00e9ventuelle de taches solaires en ce moment (il n’y en a pas toujours !). Les photos sont mises \u00e0 jour quotidiennement   \u2193<\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

\"\"<\/a><\/p>\n

Voir la page des t\u00e9lescopes spatiaux d\u00e9di\u00e9s \u00e0 l’\u00e9tude du Soleil : SoHo et SDO<\/span> <\/strong><\/span><\/a><\/p>\n

 <\/p>\n

Petite histoire de l’observation des taches solaires<\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

La premi\u00e8re observation av\u00e9r\u00e9e de taches solaires remonte \u00e0 l’an -28, en provenance de Chine. Des observations r\u00e9guli\u00e8res sont relat\u00e9es en provenance du monde chinois (comprenant l’actuelle Chine, ainsi que le Japon et la p\u00e9ninsule cor\u00e9enne) \u00e0 partir du d\u00e9but du ive<\/sup> si\u00e8cle. Ces t\u00e9moignages extr\u00eames orientaux comparent souvent la taille des taches \u00e0 divers objets de la vie courante, notamment des fruits. Il semble av\u00e9r\u00e9 qu’un syst\u00e8me de conversion entre taille moyenne de ces objets et taille angulaire des taches existe, bien que celui-ci ne soit pas connu avec certitude.<\/span><\/p>\n

Les moyens mis en \u0153uvre pour r\u00e9aliser de telles observations ne sont \u00e0 l’heure actuelle, pas connus. Il est possible que les observateurs aient b\u00e9n\u00e9fici\u00e9 de conditions favorables issues de diverses temp\u00eates de sables en provenance du d\u00e9sert de Gobi ou du bassin du Tarim. Une autre hypoth\u00e8se est que les observations aient \u00e9t\u00e9 permises par des instruments rudimentaires filtrant la lumi\u00e8re solaire \u00e0 l’aide de jade ou de mica, bien qu’aucune mention de tels instruments ne soit parvenue jusqu’\u00e0 nous. Ce biais peut \u00eatre compens\u00e9 par l’\u00e9tude d’observations simultan\u00e9es dans diff\u00e9rents pays, la Cor\u00e9e, le Japon et la Chine ayant consign\u00e9 des relev\u00e9s de taches solaires.<\/span><\/p>\n

En Europe, les observations anciennes de taches solaires sont extr\u00eamement peu nombreuses, la seule mention officielle durant le Haut Moyen \u00c2ge est due \u00e0 \u00c9ginhard et relate qu’une t\u00e2che solaire a \u00e9t\u00e9 visible en 807 pendant huit jours avant d’\u00eatre masqu\u00e9e par des nuages. De ce fait, si des mentions existent dans l’Antiquit\u00e9 grecque (par exemple par Th\u00e9ophraste d’Ath\u00e8nes), divers autres t\u00e9moignages interpr\u00e8tent mal la nature de ces taches, les assimilant \u00e0 des transits des plan\u00e8tes Mercure et V\u00e9nus, voire d’hypoth\u00e9tiques \u00ab lunes solaires \u00bb, sans doute en raison de la pr\u00e9valence du dogme aristot\u00e9licien. En fait, durant tout le Moyen \u00c2ge, seules deux observations europ\u00e9ennes de taches solaires sont r\u00e9pertori\u00e9es, en 1367 et 1371, en provenance de Russie. Ces observations furent semble-t-il rendues possibles par la pr\u00e9sence d’importants feux de for\u00eats ayant suffisamment obscurci l’atmosph\u00e8re de cette r\u00e9gion pour permettre l’observation d\u00e9taill\u00e9e du disque solaire. Les Annales de Saint-Bertin \u00e9voquent toutefois un \u00e9v\u00e9nement d’avril 860 qui ressemble fort \u00e0 des taches solaires gigantesques.<\/span><\/p>\n

\"\"<\/a>\u2191   Scheiner \u00e9tudiant les taches solaires, en 1625<\/span><\/em><\/span><\/p>\n

Des taches solaires furent \u00e9galement observ\u00e9es, en 1611, par Christoph Scheiner \u00e0 l’aide de verres teint\u00e9s et Galil\u00e9e<\/strong> gr\u00e2ce \u00e0 sa lunette astronomique<\/strong> et un syst\u00e8me de r\u00e9tro-projection sur \u00e9cran en 1613<\/strong><\/span>. Ce dernier en fit un de ses arguments pour combattre le syst\u00e8me g\u00e9ocentrique d’Aristote selon lequel le Soleil est un astre parfait, ce qui est incompatible avec l’id\u00e9e de taches.<\/span><\/p>\n

\"\"<\/a>\u2191   Dessin de Galil\u00e9e d’apr\u00e8s son observation des taches solaires<\/span><\/em><\/span><\/p>\n

Le plus important groupe de taches solaires observ\u00e9 \u00e0 ce jour est apparu en avril 1947. Il \u00e9tait compos\u00e9 de deux taches principales et plusieurs taches plus petites, et couvrait plus de 1 % du disque solaire.<\/span><\/p>\n

\"\"<\/a>Taches solaires record  \u2191<\/span><\/em><\/span><\/p>\n

 <\/p>\n

Que sont les taches solaires ?<\/strong><\/span><\/p>\n

Des taches sombres apparaissent et disparaissent sur la surface brillante du Soleil. La fin de l’astre annonc\u00e9e ? Pas du tout : ce ph\u00e9nom\u00e8ne tout \u00e0 fait normal touche aussi d’autres \u00e9toiles. Mais de quoi s’agit-il exactement ?<\/span><\/p>\n

Le Soleil<\/span>, comme toutes les \u00e9toiles<\/span>, peut \u00eatre assimil\u00e9 \u00e0 une gigantesque boule de gaz<\/span> chaud. Sa surface atteint une temp\u00e9rature de 5.800 kelvins<\/span> (K) environ, ce qui correspond \u00e0 peu pr\u00e8s \u00e0 5.500 \u00b0C. C’est dans la photosph\u00e8re<\/span>, une couche de l’atmosph\u00e8re<\/span> proche de la surface, que surgissent les taches. La raison en est que la photosph\u00e8re est en perp\u00e9tuelle agitation : des mouvements<\/span> de convection<\/span> l’alimentent en gaz chaud. Cette agitation des masses<\/span> de gaz cr\u00e9e et tord le champ magn\u00e9tique<\/span>, ce pour quoi on parle d’activit\u00e9 solaire<\/span>.<\/span><\/p>\n

Les taches solaires<\/span> correspondent \u00e0 des zones o\u00f9 le champ magn\u00e9tique<\/span> est particuli\u00e8rement intense, ce qui bloque les mouvements de convection : les masses de gaz chaud ne peuvent plus atteindre la photosph\u00e8re. Ces zones en deviennent donc l\u00e9g\u00e8rement plus froides, soit 3.800 K, et apparaissent tr\u00e8s sombres par rapport au reste de la photosph\u00e8re plus chaude, donc plus brillante. Ces ph\u00e9nom\u00e8nes sont cependant encore largement incompris. Ils rel\u00e8vent du domaine de la magn\u00e9tohydrodynamique.<\/span><\/p>\n

 <\/p>\n

Les taches : des indices du cycle solaire<\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

Un cycle solaire<\/b> est une p\u00e9riode pendant laquelle l’activit\u00e9 du Soleil varie en reproduisant les m\u00eames ph\u00e9nom\u00e8nes que pendant la p\u00e9riode de m\u00eame dur\u00e9e pr\u00e9c\u00e9dente. Cette activit\u00e9 solaire se caract\u00e9rise par l’intensit\u00e9 du champ magn\u00e9tique du Soleil et par le nombre de taches \u00e0 sa surface.<\/span><\/p>\n

\n

Histoire<\/strong>
\nVue de la Terre, l’influence du Soleil varie principalement selon une p\u00e9riode journali\u00e8re et annuelle. Dans l’absolu, l’activit\u00e9 est r\u00e9gl\u00e9e par un cycle solaire d’une p\u00e9riode moyenne de 11,2 ans \u2013 d’un maximum au suivant \u2013 mais la dur\u00e9e peut varier entre 8 et 15 ans. L’amplitude des maxima peut varier du simple au triple. Le cycle de 11 ans<\/span> a \u00e9t\u00e9 d\u00e9termin\u00e9 pour la premi\u00e8re fois par l’astronome amateur allemand Heinrich Schwabe vers 1843.<\/span><\/p>\n

En 1849, l’astronome suisse Johann Rudolf Wolf (1816-1893) \u00e9tablit une m\u00e9thode de calcul de l’activit\u00e9 solaire fond\u00e9e sur le nombre de taches. Les cycles de Schwabe sont num\u00e9rot\u00e9s \u00e0 partir du maximum de 1761 (voir tableau).<\/span><\/p>\n

Le cycle 24 a commenc\u00e9 en 2008 et s’est termin\u00e9 d\u00e9but 2020 comme le sugg\u00e8re l’inversion du champ magn\u00e9tique solaire rapport\u00e9e par une \u00e9quipe indienne. Le maximum du cycle 25 est pr\u00e9vu par le Space Weather Prediction Center pour 2025 et devrait compter 115 taches<\/span>.<\/span><\/p>\n<\/div>\n

\"Sunspot_Numbers.png<\/p>\n

400 ans<\/span> d’observation des taches solaires<\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

Cycles solaires depuis 1755<\/span><\/strong>
\nLes nombres maximaux et minimaux de taches sont des nombres de taches solaires list\u00e9s mensuellement<\/span><\/strong><\/p>\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n\n
no<\/sup><\/abbr><\/span><\/strong><\/th>\nD\u00e9but<\/span><\/strong><\/th>\nFin<\/span><\/strong><\/th>\nDur\u00e9e<\/span><\/strong><\/th>\nMaximum<\/span><\/strong><\/th>\nNombre maximal de taches<\/span><\/strong><\/th>\nNombre minimal de taches (fin du cycle)<\/span><\/strong><\/th>\nNombre de jours sans taches<\/span><\/strong><\/th>\nCommentaires<\/span><\/strong><\/th>\n<\/tr>\n
1<\/span><\/td>\n11,3<\/span><\/td>\n86,5<\/span><\/td>\n11,2<\/span><\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n<\/tr>\n
2<\/span><\/td>\n1766<\/span><\/td>\n1775<\/span><\/td>\n9<\/span><\/td>\n1770<\/span><\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n<\/tr>\n
3<\/span><\/td>\n1775<\/span><\/td>\n1784<\/span><\/td>\n9<\/span><\/td>\n1778<\/span><\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n<\/tr>\n
4<\/span><\/td>\n1784<\/span><\/td>\n1798<\/span><\/td>\n14<\/span><\/td>\n1788<\/span><\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\nPeut-\u00eatre en r\u00e9alit\u00e9 deux cycles, dont un qui aurait donc dur\u00e9 moins de 8 ans<\/span>.<\/span><\/td>\n<\/tr>\n
5<\/span><\/td>\n1798<\/span><\/td>\n1810<\/span><\/td>\n12<\/span><\/td>\n1804<\/span><\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n<\/tr>\n
6<\/span><\/td>\n1810<\/span><\/td>\n1823<\/span><\/td>\n13<\/span><\/td>\n1816<\/span><\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n<\/tr>\n
7<\/span><\/td>\n1823<\/span><\/td>\n1833<\/span><\/td>\n10<\/span><\/td>\n1828<\/span><\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n<\/tr>\n
8<\/span><\/td>\n1833<\/span><\/td>\n1843<\/span><\/td>\n10<\/span><\/td>\n1838<\/span><\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n<\/tr>\n
9<\/span><\/td>\n1843<\/span><\/td>\n1855<\/span><\/td>\n12<\/span><\/td>\n1848<\/span><\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n<\/tr>\n
10<\/span><\/td>\n1855<\/span><\/td>\n1867<\/span><\/td>\n12<\/span><\/td>\n1860<\/span><\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n<\/tr>\n
11<\/span><\/td>\n1867<\/span><\/td>\n1878<\/span><\/td>\n11<\/span><\/td>\n1872<\/span><\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n<\/tr>\n
12<\/span><\/td>\n1878<\/span><\/td>\n1890<\/span><\/td>\n12<\/span><\/td>\n1884<\/span><\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n<\/tr>\n
13<\/span><\/td>\n1890<\/span><\/td>\n1902<\/span><\/td>\n12<\/span><\/td>\n1894<\/span><\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n<\/tr>\n
14<\/span><\/td>\n1902<\/span><\/td>\n1913<\/span><\/td>\n11<\/span><\/td>\n64,2<\/span><\/td>\n <\/td>\n <\/td>\nCycle de faible activit\u00e9.<\/span><\/td>\n<\/tr>\n
15<\/span><\/td>\n1913<\/span><\/td>\n1923<\/span><\/td>\n10<\/span><\/td>\n1917<\/span><\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\nD\u00e9but du maximum moderne.<\/span><\/td>\n<\/tr>\n
16<\/span><\/td>\n1923<\/span><\/td>\n1933<\/span><\/td>\n10<\/span><\/td>\n1928<\/span><\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n<\/tr>\n
17<\/span><\/td>\n1933<\/span><\/td>\n1944<\/span><\/td>\n11<\/span><\/td>\n1939<\/span><\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n<\/tr>\n
18<\/span><\/td>\n1944<\/span><\/td>\n1954<\/span><\/td>\n10<\/span><\/td>\n1947<\/span><\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n<\/tr>\n
19<\/span><\/td>\n1954<\/span><\/td>\n1964<\/span><\/td>\n10<\/span><\/td>\n1958<\/span><\/td>\n~190<\/span><\/td>\n <\/td>\n <\/td>\nMaximum du maximum moderne.<\/span><\/td>\n<\/tr>\n
20<\/span><\/td>\n1964<\/span><\/td>\n1976<\/span><\/td>\n12<\/span><\/td>\n1968<\/span><\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n<\/tr>\n
21<\/span><\/td>\n1976<\/span><\/td>\n1986<\/span><\/td>\n10<\/span><\/td>\n1981<\/span><\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n<\/tr>\n
22<\/span><\/td>\n1986<\/span><\/td>\nmai 1996<\/span><\/td>\n10<\/span><\/td>\n1991<\/span><\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n<\/tr>\n
23<\/span><\/td>\n11,6<\/span><\/td>\n120,8<\/span><\/td>\n <\/td>\nMinimum mensuel moyenn\u00e9 : 1,7.<\/span><\/td>\nPossiblement le dernier cycle du maximum moderne.<\/span><\/td>\n<\/tr>\n
24<\/span><\/td>\n <\/td>\n2011 (1er<\/sup><\/abbr> pic)<\/span>
\nd\u00e9but 2014 (2\u00b0<\/sup><\/abbr> pic)<\/span><\/td>\n		99<\/span>
\n101<\/span><\/td>\n		 <\/td>\n <\/td>\nCycle de faible activit\u00e9.<\/span><\/td>\n<\/tr>\n
25<\/span><\/td>\nPr\u00e9vu vers 2031<\/span><\/td>\n <\/td>\nPr\u00e9vu vers Pr\u00e9vu \u00e0 115 +\/- 10<\/span><\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n <\/td>\n<\/tr>\n<\/tbody>\n<\/table>\n

En liaison avec le cycle de 11 ans<\/span>, existe un cycle de 22 ans<\/span> qui concerne le champ magn\u00e9tique solaire. En effet, les polarit\u00e9s de ce dernier s’inversent \u00e0 chaque nouveau cycle de 11 ans<\/span>. Un cycle de 179 ans<\/span> peut \u00eatre \u00e9galement mis en \u00e9vidence en relation avec le cycle des plan\u00e8tes g\u00e9antes gazeuses Jupiter et Saturne. Une th\u00e9orie d\u00e9velopp\u00e9e par Nelson (1951), Takahashi (1967), Bigg (1967)<\/span>, Wood (1968)<\/span>, Blizard (1969)<\/span>, Ambroz (1971)<\/span>, Grandpierre (1996)<\/span> et Hung (2007) donne pour raison de ce cycle les \u00ab mar\u00e9es \u00bb solaires provoqu\u00e9es par les plan\u00e8tes du Syst\u00e8me solaire, principalement V\u00e9nus, Terre,  Mercure,  Mars,  Jupiter  et Saturne.  Ching-Cheh Hung, de la NASA, a mis en \u00e9vidence une relation entre la position des plan\u00e8tes \u00ab productrices de mar\u00e9es \u00bb (<\/span>tide-producing planets<\/i>), Mercure, V\u00e9nus, Terre et Jupiter, et 25 <\/span>temp\u00eates solaires<\/abbr> parmi les 38 plus importantes de l’histoire (la probabilit\u00e9 qu’une telle association soit due au hasard serait de 0,039 %). Hung a \u00e9galement isol\u00e9 un cycle de <\/span>11 ans<\/span> d\u00e9crit par le groupe V\u00e9nus-Terre-Jupiter correspondant au cycle des taches solaires<\/span>.<\/span><\/span><\/p>\n

Wolf a \u00e9galement remarqu\u00e9 un cycle de variation des maxima d’une p\u00e9riode de 90 ans<\/span>.<\/span><\/p>\n

Pendant les ann\u00e9es d’activit\u00e9 maximale, on constate une augmentation :
\n\u2022 du nombre de taches solaires et des sursauts solaires
\n\u2022 du rayonnement corpusculaire
\n\u2022 du rayonnement \u00e9lectromagn\u00e9tique<\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

L’observation r\u00e9guli\u00e8re de l’activit\u00e9 du Soleil, via les taches solaires, remonte au xvii\u00b0<\/span><\/abbr> si\u00e8cle. Cette activit\u00e9 est aussi enregistr\u00e9e dans les cernes des arbres par leur concentration initiale en carbone 14 (directement li\u00e9e \u00e0 l’intensit\u00e9 des rayons cosmiques), que l’on peut conna\u00eetre \u00e0 partir de leur concentration actuelle quand les cernes sont dat\u00e9s pr\u00e9cis\u00e9ment. En 2020, une \u00e9tude de ce type reconstitue l’histoire de la concentration de 14<\/sup>C dans l’air sur toute la p\u00e9riode 969\u20131933. L’\u00e9tude confirme la pr\u00e9sence du cycle de Schwabe depuis 969, ainsi que l’\u00e9v\u00e8nement particuli\u00e8rement \u00e9nerg\u00e9tique de 993. Deux \u00e9v\u00e8nements similaires non signal\u00e9s auparavant apparaissent aussi : en 1052 et en 1279.<\/span><\/p>\n

Les taches solaires<\/span><\/strong><\/span>
\nIl y a deux mille ans, les astronomes grecs et chinois parlaient dans leurs \u00e9crits de taches sombres sur le Soleil dont la forme et l’emplacement changeaient. En avril 1612, Galil\u00e9e fut le premier \u00e0 les observer en d\u00e9tail \u00e0 l’aide d’une lunette astronomique. Par la suite, l’observatoire de Zurich en poursuivit l’observation.<\/span><\/p>\n

Elles apparaissent dans la photosph\u00e8re comme une zone sombre (l’ombre) entour\u00e9e d’une r\u00e9gion plus claire (la p\u00e9nombre), sont plus froides que la photosph\u00e8re ambiante (4.500<\/span> K<\/abbr> contre environ 5.800<\/span> K<\/abbr> pour la photosph\u00e8re), et sont dues au refroidissement cons\u00e9cutif \u00e0 l’inhibition de la convection de surface par l’augmentation locale du champ magn\u00e9tique. Leur plus grande dimension peut atteindre plusieurs dizaines de milliers de kilom\u00e8tres.<\/span><\/p>\n

Les taches apparaissent souvent en groupe, et sont souvent accompagn\u00e9es d’autres taches de polarit\u00e9 magn\u00e9tique oppos\u00e9e (groupe de taches bipolaire). Au d\u00e9but du cycle solaire, les taches apparaissent de pr\u00e9f\u00e9rence \u00e0 haute latitude dans les deux h\u00e9misph\u00e8res, vers 40\u00b0. De plus, les premi\u00e8res taches d’un groupe sont en g\u00e9n\u00e9ral de m\u00eame polarit\u00e9. Tout au long du cycle, les taches vont se rapprocher de l’\u00e9quateur jusqu’au d\u00e9but du cycle suivant ; \u00e0 ce moment-l\u00e0, la polarit\u00e9 des taches devant changer. En \u00e9tudiant les mouvements de ces taches solaires, les astronomes ont pu conclure que les r\u00e9gions \u00e9quatoriales du Soleil tournaient plus vite que ses zones polaires, avant de l’\u00eatre par d’autres moyens plus modernes, comme l’effet Doppler-Fizeau.<\/span><\/p>\n

Les taches solaires sont plus sombres et plus froides que la surface du soleil et diminuent donc l’intensit\u00e9 de la radiation solaire. Mais elles s’accompagnent de points lumineux qui augmentent l’intensit\u00e9 de la radiation solaire. C’est l’effet des points lumineux qui l’emporte, de sorte que la radiation solaire est plus \u00e9lev\u00e9e lors des p\u00e9riodes de fortes activit\u00e9s solaire (radiation sup\u00e9rieure \u00e0 la normale d’un facteur de 0,1 % environ).<\/span><\/p>\n

L’observation des taches solaires est facile et permet de constater la rotation du Soleil sur lui-m\u00eame en 27 jours<\/span>. Les astronomes recommandent de ne jamais regarder directement le Soleil sans lunettes adapt\u00e9es, en raison des risques \u00e9lev\u00e9s de br\u00fblure de la r\u00e9tine. Un syst\u00e8me simple d’observation indirect consiste par exemple \u00e0 projeter l’image du Soleil sur une feuille de papier \u00e0 l’aide de jumelles.<\/span><\/p>\n

\n

Le nombre de Wolf
\n<\/span><\/strong>La formule suivante permet de quantifier l’activit\u00e9 solaire, not\u00e9e R<\/span>, en fonction du nombre de taches t<\/span>, du nombre de groupes de taches g<\/span>, et d’un coefficient corrigeant le r\u00e9sultat en fonction des moyens d’observation (observateur, instrument,R=k(t+10g).<\/span><\/span>
\nLors du cycle 19, le nombre de Wolf a atteint 190 tandis qu’il n’a pas d\u00e9pass\u00e9 70 lors du cycle 14. Malgr\u00e9 son impr\u00e9cision, le nombre de Wolf a l’int\u00e9r\u00eat d’exister depuis 250 ans<\/span> tandis que l’observation scientifique avec des moyens modernes n’a que quelques cycles dans ses bases de donn\u00e9es.<\/span><\/span><\/p>\n

La mesure du flux radio\u00e9lectrique solaire<\/span><\/strong><\/div>\n
La radioastronomie est n\u00e9e avec le radar, en 1942 pendant la Seconde Guerre mondiale. Les ondes radio\u00e9lectriques \u00e9mises par le Soleil proviennent de la chromosph\u00e8re, l\u00e0 o\u00f9 la mati\u00e8re est enti\u00e8rement ionis\u00e9e (plasma) et de la couronne. La fr\u00e9quence de l’onde \u00e9mise d\u00e9pend de ne<\/sub><\/i>, le nombre d’ions par m\u00e8tre cube.<\/span><\/div>\n
Les perturbations solaires (\u00e9ruption, sursauts) font varier le spectre des \u00e9missions radio.<\/span>
\nLa mesure de l’amplitude du rayonnement solaire sur 2.800 MHz<\/abbr> (en W\/Hz m2<\/sup>) donne un indice d’activit\u00e9 solaire plus fiable que le nombre de Wolf. <\/span><\/div>\n
Des mesures sont aussi effectu\u00e9es sur d’autres fr\u00e9quences (245 MHz<\/abbr>, 410 MHz,<\/abbr> 15,4 GHz<\/abbr>).<\/span>
\nL’\u00e9tude de l’activit\u00e9 solaire permet de comprendre les ph\u00e9nom\u00e8nes de propagation des ondes et de pr\u00e9voir d’\u00e9ventuelles perturbations des communications radio\u00e9lectriques sur Terre.<\/span><\/div>\n<\/div>\n
 <\/div>\n
L’origine du cycle solaire<\/span><\/strong><\/div>\n

L’origine du cycle solaire, de sa quasi p\u00e9riodicit\u00e9 comme de ses fluctuations, est g\u00e9n\u00e9ralement attribu\u00e9e au fonctionnement interne de la dynamo solaire, mais sans qu’une th\u00e9orie fiable soit aujourd’hui \u00e9tablie. L’influence de facteurs externes comme les forces de mar\u00e9e (dues surtout \u00e0 Jupiter, V\u00e9nus et la Terre) a \u00e9t\u00e9 invoqu\u00e9e par certains chercheurs d\u00e8s 1918, et l’est encore aujourd’hui.<\/span><\/p>\n

\n

Cons\u00e9quences<\/span><\/strong>Les variations de l’activit\u00e9 solaire se traduisent par des fluctuations de la propagation des ondes radio. La gamme de fr\u00e9quences la plus touch\u00e9e couvre les ondes dites d\u00e9cam\u00e9triques<\/i> ou ondes courtes qui se propagent \u00e0 longue distance gr\u00e2ce \u00e0 l’ionosph\u00e8re. Pendant les orages magn\u00e9tiques, la tr\u00e8s forte ionisation des couches hautes de l’atmosph\u00e8re peut perturber voire interrompre les communications avec les satellites. Cela peut avoir des cons\u00e9quences graves pour les t\u00e9l\u00e9communications, la navigation et le positionnement g\u00e9ographique.<\/span><\/p>\n

\n
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 <\/p>\n<\/div>\n<\/div>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

En cliquant sur la photo du Soleil ci-dessous vous pourrez voir la photo [en noir et blanc] la plus r\u00e9cente de la surface du Soleil (prise par le t\u00e9lescope spatial SDO de la NASA) et voir la pr\u00e9sence \u00e9ventuelle de taches solaires en ce moment (il n’y en a pas toujours !). Les photos sont … <\/p>\n

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