Sunspot

Une tache solaire (anglais : sunspot) est une région sur la surface du Soleil (photosphère) qui est marquée par une température inférieure à son environnement et a une intense activité magnétique, qui inhibe la convection, formant des zones où la température de surface est réduite. C'est principalement la baisse de température de la tache relativement à son environnement qui la rend visible, l'émission de la tache étant de ce fait moins intense (l'émission d'une région de température T est proportionnelle à T⁴).

Les taches solaires révèlent une partie de l'activité interne du Soleil. Le cycle solaire, d'une durée d'environ 11 années, se traduit par une forte modulation du nombre de taches solaires visibles. De plus, on observe une modulation à plus grande échelle de temps de l'activité solaire par ses taches : le nombre maximum de taches solaires visible au maximum du cycle solaire varie au cours du temps. Le cœur du petit âge glaciaire, couvrant la période 1550-1850 a ainsi été marquée par un très faible nombre de taches solaires, voire une disparition complète de celles-ci aux alentours de 1665.

L'observation des taches solaire est potentiellement dangereuse, au même titre que l'observation du Soleil, quand elle est réalisée sans précautions et sans protection. Sous certaines conditions, il est possible d'observer sans instruments les taches solaires, quand le disque solaire est bas sur l'horizon et suffisamment obscurci par des brumes ou des fumées, mais cette activité est fortement décommandée en raison des risques inhérents à cette pratique.

Sommaire 1 Observations historiques des taches solaires 1.1 Monde chinois 1.2 Europe 2 Intérêt scientifique 3 Voir aussi 4 Référence 5 Notes

Observations historiques des taches solaires

Monde chinois

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 IV^e siècle^[1]. Ces témoignages extrême 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. Une estimation faite par des auteurs européens récent suggère que la taille angulaire correspondante était donnée par la taille angulaire desdits objets observées à une distance d'environ 100 mètres^[2]. Les moyens mis en œuvre pour réaliser de telles observations ne sont à l'heure actuelle (2008), 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.

Europe

En Europe, les observations anciennes de taches solaires sont extrêmement peu nombreuses. Il semble vraisemblable que ce soit une conséquence du dogme aristotélicien de l'immuabilité des cieux, qui ne fut battu en brêche qu'à la fin du XVI^e siècle par l'observation de la supernova historique SN 1572 par Tycho Brahe. 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 aristolécien. 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^[3]. Ces taches solaires furent également observées par Galilée grâce à sa lunette astronomique et un système de rétroprojection sur écran. Ce fut un de ses argument pour combattre le système géocentrique d'Aristote selon lequel le soleil est un astre parfait, ce qui est incompatible avec l'idée de taches.

Intérêt scientifique

Les statistiques sur les taches solaires existent en Europe à partir du début du XVII^e siècle, sans qu'il soit aisé de déterminer la fiabilité des observations les plus anciennes. Les données sont considérées comme réellement statistiquement fiables uniquement à partir de 1850. La mention de la disparition quasi-complète des taches solaires sur la période 1645-1715 est généralement attribuée à Edward Maunder (1890)^[4], et porte de ce fait le nom de minimum de Maunder, bien qu'en réalité ce minimum ait été découvert trois ans plus tôt par par Gustav Spörer, cité d'ailleurs par Maunder^[5]. Les statistiques des taches solaires révèlent aussi un autre minimum dans leur nombre, allant de 1800 à 1835 et appelé minimum de Dalton.

Voir aussi

• Cycle solaire
• Petit âge glaciaire
• Minimum de Maunder
• Minimum de Dalton
• Minimum de Spörer

Référence

• (en) F. Richard Stephenson & David H. Clark, Applications of Early Astronomical Records, Oxford University Press, 1979, 124 pages, ISBN 0-19-520122-1, pages 23, 24 et 88-102.

Notes

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